Une binaire X à faible masse, ou LMXB (de l'anglais Low Mass X-ray Binary) est une étoile binaire rayonnant dans le domaine des rayons X (ce que l'on appelle une binaire X), dont un des deux membres est une étoile à neutrons ou un trou noir et l'autre une étoile de masse « faible ». Elle peut être une étoile de la séquence principale, auquel cas son type spectral est B, F, G, K, M (éventuellement A), ou alors une naine blanche. Le terme de binaire X à faible masse s'oppose bien sûr à celui de binaire X à forte masse, dont l'étoile est, elle de type spectral O ou B (éventuellement A), et donc plus massive.
Le rayonnement X émis par les binaires X à faible masse provient d'un échange de masse entre l'étoile et l'objet compact. En tombant sur l'objet compact, la masse de l'étoile compagnon forme un disque d'accrétion, est échauffée et rayonne dans le domaine des rayons X.
L'étoile compagnon de l'objet compact étant, dans le cas d'une binaire X à faible masse, peu lumineuse, c'est la luminosité dans le domaine de rayons X qui domine l'émission du système. Celle-ci est 100 à 10 000 fois plus intense dans le domaine X que dans le domaine visible.
Le phénomène d'échange de matière entre l'étoile et l'objet compact a pour conséquence de permettre une importante accélération de la vitesse angulaire de rotation de ce dernier. Dans le cas où celui-ci est une étoile à neutrons, ceci permet de lui conférer une vitesse de rotation extrêmement rapide, avec une période de rotation pouvant descendre à quelques millisecondes. Les binaires X à faible masse sont ainsi considérées comme les lieux où se forment les pulsars millisecondes.
La première source astrophysique de rayons X jamais détectée, Scorpius X-1 (en 1962), était une binaire X à faible masse.
Identifier une binaire X à faible masse nécessite soit d'identifier optiquement l'étoile compagnon puis connaître son type spectral par spectroscopie, soit de vérifier que certaines caractéristiques observables du système, par ailleurs trouvées uniquement dans d'autres binaires X, sont présentes. Elles incluent :
Dans la plupart des cas, les binaires X à faible masse sont détectées dans notre propre Galaxie. Certaines sont également détectées au sein des amas globulaires. On observe que ce nombre est étonnamment élevé par rapport à l'étendue de la population stellaire de ces objets. Cet excès de binaires X s'explique par le fait que la densité d'étoiles au sein des amas globulaires est très élevée, et favorise la formation de systèmes binaires suffisamment serrés pour échanger de la masse.
La période orbitale des binaires X à faible masse s'étale entre moins de 12 minutes (pour Sagittarius X-4) et plus de 15 jours. Toute comme les binaires X à forte masse et les variables cataclysmiques, on ne trouve quasiment aucune binaire X à faible masse dont la période orbitale est comprise entre 2 et 3 heures, conséquence de l'absence de mécanisme physique qui permet l'existence de tels systèmes. Il ne semble pas non plus exister de binaires X à faible masse dont la période orbitale est comprise entre 1 et 2 heures.