Las binarias de rayos X de baja masa son sistemas binarios formados por un objeto compacto (estrella de neutrones o agujero negro) y una estrella compañera en la secuencia principalTauris, Thomas M.; van den Heuvel, Ed (2006). "Chapter 16: Formation and evolution of compact stellar X-ray sources". In Lewin, Walter; van der Klis, Michiel (eds.). Compact stellar X-ray sources. Compact Stellar X-Ray Sources. Cambridge Astrophysics Series. 39. pp. 623–665 y una masa mucho menor a la del Sol, perteneciente al tipo espectral K o M.,

La estrella compañera llena lo que se conoce como lóbulo de Roche y transfiere parte de masa a la estrella de neutrones o el agujero negro. Una vez atravesado el lóbulo de Roche, la materia de la estrella compañera todavía gira en una órbita demasiado amplia para caer en el objeto compacto, con lo que crea un disco de materia llamado disco de acreción. Mediante sucesivas colisiones, los fragmentos del disco de acrecimiento van perdiendo velocidad y son finalmente engullidos por el objeto compacto. Las colisiones hacen que los fragmentos se calienten a temperaturas de millones de grados y generen rayos X.

Formación

miniaturadeimagen| Diagrama de la formación de una envoltura común, la primera etapa de la evolución de los sistemas binarios de rayos X de baja masa (LMXBs). La formación de LMXB comienza con una estrella primaria de alta masa (>10 masa solar) y una estrella secundaria de baja masa (<2 masa solar). Las estrellas están en un sistema binario con un periodo corto, pero suficientemente lejos que no se empiece una transferencia de masa mientras las dos estrellas todavía están en la secuencia principal . Cuando la estrella más masiva evolucione en una gigante, llenará su lóbulo de Roche, creando una envoltura común entre las dos estrellas. Si el momento angular de las estrellas es bajo, se unirian en una sola estrella. Sin embargo, subirán en espiral hacia la otra, pero no se fusionarán, y finalmente se estabilizarán en una órbita más corta. Eventualmente, la estrella primaria evolucionará en una estrella de neutrones o un agujero negro. Más tarde, debido a la evolución estelar o al decaimiento orbital, la estrella secundaria llenará su lóbulo de Roche y el objeto compacto comenzará a acumular la materia.

Hay un número desproporcionadamente grande de LMXB observado en cúmulos globulares . Porque de eso, algunos académicos a especular que las interacciones entre las estrellas del cúmulo globular lo hace la formación de LMXB, como la captura gravitacional del objeto compacto por la otra estrella. Sin embargo, muy pocos LMXB con agujeros negros han se encontrado en cúmulos globulares. Algunos académicos han sugerido que los LMXB formaron en cúmulos globulares y después se extendieron por toda la galaxia, pero no explica la abundancia y distribución observadas de los LMXB con agujeros negros. Referencias

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