Układ podwójny o dużej masie X lub HMXB (z angielskiego Binary High Mass X-ray Binary ) jest gwiazdą podwójną promieniującą w domenie rentgenowskiej (tak zwaną binarną X ), której jednym z dwóch członków jest gwiazda neutronowa lub gwiazdowa czarna dziura , a drugi „high” gwiazda masa. Jest to gwiazda, której typ widmowy to O lub B (prawdopodobnie A) lub gwiazda Wolfa-Rayeta . Termin podwójny układ X o dużej masie jest oczywiście sprzeczny z terminem układu podwójnego X o małej masie , którego gwiazda sama w sobie jest typu widmowego F, G, K, M (prawdopodobnie A) lub nawet białym karłem , a zatem jest mniej masywna . W przypadku, gdy zwarty obiekt jest białym karłem , nie mówimy już o binarnym X, ale o zmiennej kataklizmicznej . Promieniowanie X emitowane przez te obiekty pochodzi z wymiany masy między gwiazdą a zwartym obiektem. Po upadku na zwarty obiekt masa gwiazdy towarzyszącej tworzy dysk akrecyjny , nagrzewa się i promieniuje w domenie rentgenowskiej.
Cygnus X-1 , układ podwójny najprawdopodobniej zawierający czarną dziurę jako zwarty obiekt, jest przykładem binarnego X o dużej masie.
Identyfikacja układu podwójnego X o dużej masie wymaga albo optycznej identyfikacji gwiazdy towarzyszącej, a następnie poznania jej typu widmowego za pomocą spektroskopii , albo sprawdzenia, czy pewne obserwowalne właściwości układu, w przeciwnym razie można znaleźć tylko w innych układach podwójnych X o dużej masie, są przedstawione. Zawierają:
Układy podwójne X o dużej masie są generalnie łatwiejsze do identyfikacji optycznej niż układy podwójne o małej masie, ponieważ gwiazda towarzysząca jest znacznie jaśniejsza. Czasami stosuje się kryterium wykluczenia, a mianowicie, że okres orbity systemu musi być dłuższy niż 12 godzin, co jest warunkiem koniecznym, aby zwarty obiekt orbitował wokół gwiazdy tej wielkości (węższa orbita przyniosłaby zwarty obiekt w gwiazdę; taka konfiguracja może bardzo dobrze wystąpić (patrz na przykład Obiekt Thorne-Zytkow ), ale miałaby radykalnie różne cechy obserwacyjne). Istnieje jednak wyjątek od tego kryterium wykluczenia, a mianowicie układ Cygnus X-3 , którego okres orbitalny wynosi 4,8 godziny, a gwiazdą towarzyszącą jest Wolf-Rayet.
Podwójne układy X o dużej masie mają okresy orbitalne od półtora do kilku miesięcy (z wyjątkiem Cygnus X-3, tego z okresem 4,8 godziny).
Istnieją dwie populacje wśród plików binarnych X o dużej masie:
W niektórych przypadkach obserwuje się czasową ewolucję okresu orbitalnego. Tak jest w przypadku SMC X-1 i Centaurus X-3 , których okres orbitalny zmniejsza się z charakterystycznym czasem kilkuset tysięcy lat.
W przypadku, gdy obiekt zwarty jest gwiazdą neutronową widzianą w postaci pulsara (w tym przypadku pulsara X ), rozkład okresów rotacji jest niezwykle rozłożony, od kilku setnych sekundy (0,069 s dla 1A 0538-66 ), do ponad dziesięciu minut (835 sekund w przypadku X Persei ). Pulsary wykryte w układach zawierających gwiazdę Be wykazują proporcjonalność między okresem rotacji a okresem orbity.
Ewolucja okresu rotacji pulsarów jest bardzo zmienna w różnych układach : obserwujemy zjawisko liniowego spadku okresu rotacji, z fluktuacjami wokół tego ogólnego trendu ( Centaurus X-3 , P = 4,825 s i Herculis X-1 , P = 1,22779 s), układy, w których okres skraca się i zwiększa nieregularnie ( Vela X-1 , P = 282,7 s) oraz układy, w których wykazuje regularną tendencję do zwiększania się.