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  1960年代,人們利用火箭和氣球確定了大約30個X射線源。1964年薩佩特和澤爾多維奇等人提出銀河系X射線源是聯星系統中的中子星或者黑洞的吸積過程產生的。最早證認的X射線聯星是半人馬座X-3和武仙座X-1。20世紀70年代,烏呼魯衛星觀測到了它們具有X射線脈衝,週期分別為4.84秒和1.24秒,並且經歷數天的週期性變化。X射線脈衝星發現後,提出了密近聯星的模型解釋這種現象,脈衝的週期性變化是由於聯星相互掩食而產生的。這種說法已經得到廣泛承認。  截至2006年,人們已經在銀河系內發現了超過300個X射線聯星。錢德拉X射線天文臺還在河外星系中發現了X射線聯星。

  根據伴星的質量,X射線聯星大體上可以分為高質量X射線聯星和低質量X射線聯星兩類。

  低質量X射線聯星的主星是一顆緻密星(中子星或黑洞),伴星的質量較低,通常小於1倍太陽質量,軌道週期從數分鐘到數百天不等。其X射線輻射是由於伴星充滿了洛希瓣,部分物質被主星所吸積所致,這叫做“洛希瓣盛溢”。它們的X射線譜較軟,少數有表現為X射線脈衝,多數有X射線暴和準週期震盪現象,並且很少發生交食。低質量X射線聯星的大部分輻射以X射線的形式釋放出來,因此在天空中屬於較明亮的X射線源,但在可見光波段很暗淡,視星等大約在15到20等。這類聯星截至2006年已經在銀河系中發現了大約100顆,其中有13顆位於球狀星團中。它們沿銀河系核球的方向和球狀星團中分佈比較集中,而在銀盤上則很彌散,屬於年齡10年的年老星族。  一顆典型的低質量X射線聯星是4U1626-67,其主星為1.4倍太陽質量的X射線脈衝星,伴星為0.1倍太陽質量的矮星,在半徑不到太陽半徑的軌道上環繞主星運轉,軌道週期為42分鐘。武仙座X-1也是一顆典型的低質量X射線聯星。

  高質量X射線聯星的伴星是一顆緻密星,主星為大質量恆星(多數高於10倍太陽質量),光譜型多為O、B型,通常為有明顯氫發射線的B型星或超巨星。這類聯星的X射線輻射是由於主星吹出的星風被伴星所俘獲,並下落到伴星表面而發出的。高質量X射線聯星在可見光波段的光度通常大於X射線光度,光學光度主要是由主星貢獻的,而X射線輻射則主要由伴星(緻密星)所貢獻。其X射線譜的特點是較硬,時變特性變現為正常的X射線脈衝,多數出現交食,沒有X射線暴。它們的空間分佈沿銀盤方向比較集中,屬於年齡小於10年的年輕星族。  半人馬座X-3是一顆典型的高質量X射線聯星,它是在1967年發現的,1971年裡卡爾多·賈科尼等人利用烏呼魯衛星的觀測資料發現它具有規則的脈衝。半人馬座X-3的主星是一顆20倍太陽質量的巨星,伴星是一顆X射線脈衝星,週期為4.84秒,環繞主星的軌道週期為2.1天。天鵝座X-1也是一顆高質量X射線聯星,它的伴星通常認為是一個黑洞。  高質量X射線聯星又可分為兩類:超巨星/X射線聯星和鈹星/X射線聯星。超巨星/X射線聯星的顯著特點是具有球對稱的星風,而鈹星/X射線聯星的星風呈盤狀,而且會呈現週期性的爆發,通常為暫現源。研究表明,鈹星/X射線聯星在大、小麥哲倫雲中占星系總質量的比例遠遠高於銀河系,推測可能與金屬量有關。

  除此之外還發現了介於二者之間的X射線聯星,懷疑應分為中等質量X射線聯星。截至2006年,此類X射線聯星只發現了1顆。激變變星發射X射線的中心天體是白矮星,通常也視為X射線聯星。  截至2006年,已測定40餘個X射線聯星的脈衝和軌道週期,發現其週期是由無數個加快、減慢的過程疊加起來的,但從長期來看,總的趨勢是自轉加快的。鈹星/X射線聯星的脈衝/軌道週期具有顯著的相關性。此外,X射線聯星還具有無規則行走的性質。
X射線聯星是一類發出明亮X射線輻射的聯星,聯星系統中有一顆為緻密星,通常為中子星或黑洞。它們的典型光度在10-10爾格/秒之間,比太陽全波段的光度高3到5個數量級。X射線聯星在靠近銀心和銀盤的方向分佈比較集中,在球狀星團中也有分佈。