研究方向
X 光雙星中的主星—中子星或黑洞—為大質量恆星演化之終點，是恆星生命週期演化十分重要的一環，對 X 光雙星系統的深入研究，可以讓我們對恆星演化末期的特性有更進一步的了解。在中子星研究方面，除了波霎 (pulsar) 外，探討以中子星為主星的 X 光雙星也是重要研究手段之一，天文學家可藉由 X 光雙星所展現出來的現象，如雙星軌道與吸積盤的運行，X 光雙星中的波霎現象，X 光爆發 (X-ray burst) 與準週期振盪 (Quasi-Periodic Oscillation, QPO) 等，來研究中子星的性質與演化。在黑洞研究方面, 由於黑洞本身不發出可觀測的電磁幅射，必須觀察天文中之吸積現象引發出來的幅射才能瞭解黑洞的性質，而X光雙星是目前唯一可用來觀測恆星質量大小黑洞的天體。研究吸積盤運動與雙星之間之關係，可對緻密星體 (Compact object) 有更進一步認知，此外，X 光雙星擁有實驗室無法製造的環境，如極大重力場、極強磁場 (中子星，108–1013 G) 與極高溫( > 106 K)，可成為研究基本物理定律 (如廣義相對論等) 重要工具之一。
近年來，以多波段來研究天文學已成為新的趨勢，本小組對於 X 光雙星也採取由 X 光波段與可見光波段並行，目前研究的方向大致為：
如眾所周知，脈衝星就是高速旋轉的中子星。在眾多的脈衝星中，存在著一群轉速極快，其旋轉周期約小於 10ms 的脈衝星，稱之為毫秒脈衝星。奇特的是，它們的轉速明顯地小於剛生成的年輕的脈衝星 (如 Crab，P= 33ms)。一般認為一個孤立的脈衝星，由於磁偶極輻射而越轉越慢。由於它們的週期變化率非常小，因使推論出它們的磁場非常低 (小於 109 G)，特徵年齡約 109 年，並且在他們附近沒有任何超新星遺跡的現象，因此，它應該是一個相當老的一個天體。而它們能以如此高速旋轉，相信是由於在其演化中，經過了再加速過程所致。
最有可能的加速機制是吸積作用，由於被吸積的物質帶有角動量，因而加快了中子星的轉速，這類的脈衝星又稱為 Accretion-powered Pulsar (AP)。一個中子星在 X 光雙星中才可能有大量吸積的現象產生，然而，根據估算，一個正常的中子星要被加速成毫秒脈衝星，大約需要吸積 0.1 個太陽質量，就算以最大的吸積率 (稱之 Eddington 吸積率)，也需要 107 年，由於大質量 X 光雙星 (High Mass X-ray Binary；HMXB) 的壽命約為 106 年，因此，大質量 X 光雙星不太可能成為毫秒脈衝星的製造者。剩下唯一的可能性就是低質量 X 光雙星 (Low Mass X-ray Binary；LMXB)，伴星上的物質再溢出拉格朗基點流到中子星一側，形成吸積盤，而吸積盤的物質帶有角動量，逐漸落到中子星上，其角動量也傳遞到中子星上，因而使中子星越轉越快，形成毫秒脈衝星。
上述機制在 70 年代末被提出後，已廣被天文學家所接受，但是一直沒有直接觀測上的證據，由於 LMXB 中的中子星磁場都很低 (約為 108 G)，脈衝的現象十分難偵測，在 1998 年以前，LMXB 中最快的脈衝週期為 69 ms (A0538-66)，仍然遠高於毫秒脈衝星。此外，有某些 X 光的快速光變現象 (如 Kilohertz QPO、Burst QPO) 間接隱含了中子星的旋轉頻率約為數百赫茲，但這些仍高度依賴於對於解釋這些現象的模型。
第一個在 LMXB 的毫秒脈衝星於 1998 年在 SAX 1808.4-3658 中被發現，SAX 1808.4-3658 是一個在銀河中心附近的 X 光暫現源，它在 1996 年爆發時首次被 Beppo-SAX 觀測到，由於儀器與觀測的限制，當時並不知其為一毫秒脈衝星。在它於 1998 年再度爆發時，才被 Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) 偵測出它 2.5 ms 的脈衝週期，而直接證實了上述的機制。而這類的脈衝星又稱為 Accretion-powered Millisecond Pulsar (AMP)。自 2002 年起，藉由 RXTE 高靈敏度與高時間解析度，陸續又發現了六個 AMPs，所有的 AMPs 都是暫現源，詳列如下表:
最有可能的加速機制是吸積作用，由於被吸積的物質帶有角動量，因而加快了中子星的轉速，這類的脈衝星又稱為 Accretion-powered Pulsar (AP)。一個中子星在 X 光雙星中才可能有大量吸積的現象產生，然而，根據估算，一個正常的中子星要被加速成毫秒脈衝星，大約需要吸積 0.1 個太陽質量，就算以最大的吸積率 (稱之 Eddington 吸積率)，也需要 107 年，由於大質量 X 光雙星 (High Mass X-ray Binary；HMXB) 的壽命約為 106 年，因此，大質量 X 光雙星不太可能成為毫秒脈衝星的製造者。剩下唯一的可能性就是低質量 X 光雙星 (Low Mass X-ray Binary；LMXB)，伴星上的物質再溢出拉格朗基點流到中子星一側，形成吸積盤，而吸積盤的物質帶有角動量，逐漸落到中子星上，其角動量也傳遞到中子星上，因而使中子星越轉越快，形成毫秒脈衝星。
上述機制在 70 年代末被提出後，已廣被天文學家所接受，但是一直沒有直接觀測上的證據，由於 LMXB 中的中子星磁場都很低 (約為 108 G)，脈衝的現象十分難偵測，在 1998 年以前，LMXB 中最快的脈衝週期為 69 ms (A0538-66)，仍然遠高於毫秒脈衝星。此外，有某些 X 光的快速光變現象 (如 Kilohertz QPO、Burst QPO) 間接隱含了中子星的旋轉頻率約為數百赫茲，但這些仍高度依賴於對於解釋這些現象的模型。
第一個在 LMXB 的毫秒脈衝星於 1998 年在 SAX 1808.4-3658 中被發現，SAX 1808.4-3658 是一個在銀河中心附近的 X 光暫現源，它在 1996 年爆發時首次被 Beppo-SAX 觀測到，由於儀器與觀測的限制，當時並不知其為一毫秒脈衝星。在它於 1998 年再度爆發時，才被 Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) 偵測出它 2.5 ms 的脈衝週期，而直接證實了上述的機制。而這類的脈衝星又稱為 Accretion-powered Millisecond Pulsar (AMP)。自 2002 年起，藉由 RXTE 高靈敏度與高時間解析度，陸續又發現了六個 AMPs，所有的 AMPs 都是暫現源，詳列如下表:
| Source Name | Pulsar Period | Orbital Period | Year of Discovery |
| SAX J1808.4-3658 | 2.5 ms | 2 hr | 1996/1998 |
| XTE J1751-305 | 2.3 ms | 42.42 min | 2002 |
| XTE J0929-314 | 5.4 ms | 43.58 min | 2002 |
| XTE J1807-294 | 5.25 ms | 40.07 min | 2003 |
| XTE J1814-338 | 3.18 ms | 4.275 hr | 2003 |
| IGR J00291+5934 | 1.67 ms | 2.46 hr | 2004 |
| HETE J1990.1-2455 | 3.65 ms | TBD | 2005 |
1979 年，Ghosh & Lamb 提出了標準 AP 在低質量 X 光雙星的吸積/加速模型，被吸積的物質在吸積盤的內緣，經由磁吸積作用，沿著磁力線而吸積在中子星的磁極附近。在 1990 年前，由於觀測時間的不足，對於這方面的在觀測方面進展較少。然自 1991 年 Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) 發射升空後，其中的 BASTE 能對 AP 做長時間的監測，天文學家發現，某些 AP 脈衝頻率的演化符合標準模型 (如 A0536+262)，但某些完全不符 (如 GX 1+4 與 4U 1626-67)，雖然理論天文學家嘗試去解釋這些現象，但目前仍未有一個為大眾所認可的說法。
而 AMP 的發現，又對上述的研究打開了新的一扇窗口，一般相信 AP 吸積盤的內半徑約等於中子星的共轉 (刻普勒) 半徑，就是：
十分接近中子星表面，其刻普勒速度約為：
約為光速的六分之一。因此研究 AMP 可以對在此極端條件下吸積力矩對中子星的作用。目前為止，只有二個 AMPs 的脈衝頻率變化率曾被發表於正式文獻中 (XTE J0929-314: ~ -1 x 10-12 Hz/s, IGR J00291+5934: ~ +1 x 10-12 Hz/s)。我們計劃針對他們在這方面的變化作有系統的研究，目前對 XTE J1807-294、SAX J1808.4-3658 與 XTE J1814-338 已有初步結果，並發表於中國天文學會年會中。
雖然，這七個 AMPs 都是暫現源，我們相信它們都會再度爆發，特別是其中軌道周期較長的，SAX J1808.4-3658 分別在 1996、1998、2000、2003 與 2005 爆發，幾乎是每隔一年爆發一次，對於 XTE J1814-338 與 IGR J00291+5934，我們相信他們爆發頻率應與 SAX J1808.4-3658 相當，由於 X 光望遠鏡的技術日新月異，必有足夠的靈敏度與時間解析度來觀測這種天體，因此，這是一個可供長期研究的科學主題，我們將持續研究並追蹤其進展。
而 AMP 的發現，又對上述的研究打開了新的一扇窗口，一般相信 AP 吸積盤的內半徑約等於中子星的共轉 (刻普勒) 半徑，就是：
十分接近中子星表面，其刻普勒速度約為：
約為光速的六分之一。因此研究 AMP 可以對在此極端條件下吸積力矩對中子星的作用。目前為止，只有二個 AMPs 的脈衝頻率變化率曾被發表於正式文獻中 (XTE J0929-314: ~ -1 x 10-12 Hz/s, IGR J00291+5934: ~ +1 x 10-12 Hz/s)。我們計劃針對他們在這方面的變化作有系統的研究，目前對 XTE J1807-294、SAX J1808.4-3658 與 XTE J1814-338 已有初步結果，並發表於中國天文學會年會中。
雖然，這七個 AMPs 都是暫現源，我們相信它們都會再度爆發，特別是其中軌道周期較長的，SAX J1808.4-3658 分別在 1996、1998、2000、2003 與 2005 爆發，幾乎是每隔一年爆發一次，對於 XTE J1814-338 與 IGR J00291+5934，我們相信他們爆發頻率應與 SAX J1808.4-3658 相當，由於 X 光望遠鏡的技術日新月異，必有足夠的靈敏度與時間解析度來觀測這種天體，因此，這是一個可供長期研究的科學主題，我們將持續研究並追蹤其進展。
近年來新觀測到的 LMXB 的 superhump 現象正是在可見光波段的新發現，許多證據顯示 SXT 的爆發與矮新星 (dwarf nova) 的爆發十分相似，在矮新星中一種稱之為 SU UMa 矮新星，SU UMa 矮新星的軌道週期小於 2.1 小時，它們有二種爆發型態，一種為如同一般矮新星的正常爆發，另一種為 superoutburst。Superoutburst 的亮度只比一般爆發亮約 0.7 星等，但持續時間比一般爆發長約 3 至 5 倍，在 superoutburst 狀態時，其光變曲線上有約 0.5 星等之起伏變化，稱為 superhump。Superhump 的週期約比軌道週期長約 1% 至 7%，而且不穩定 (週期變化率約 10-5)，這種現象近年來才被天文學家以流體力學模擬的結果提出解釋，當伴星質量小於主星質量的三分之一 ( q < 0.33)，而吸積盤半徑達到 3:1 共振半徑時，吸積盤的形狀受到潮汐力 (tidal force) 作用產生不對稱，並且相對於雙星座標產生緩慢的進動，Superhump 週期就是軌道週期與進動週期之差拍週期，天文學家更進一步導出了進動週期與雙星質量比之間的關係。近年來又發現某些沒有 outburst 的激變變星 (Cataclysmic Variables, CVs) 中，Superhump 的現象一直穩定存在於光變曲線中，稱之 permanent superhump (如 AM CVn)，其 superhump 週期較 SU UMa 矮新星穩定 (週期變化率約 10-11)，而 negative superhump (週期略小於軌道週期) 的現象常在 permanent superhump 系統中被觀測到 (Patterson 1999)，目前理論天文學家對這種現象尚未提出完整的解釋。
在以黑洞或中子星為主星之 LMXB 中，由於主星質量較大，比以白矮星為主星的矮新星更有可能滿足低質量比的要求 (q < 0.33)，特別是以黑洞為主星的 LMXB，由對 LMXB 的定義，LMXB 的伴星為質量小於一個太陽質量的晚其恆星，而一般認為質量大於三倍太陽質量的緻密天體應為黑洞，而黑洞質量沒有上限，因此可推論出絕大部分以黑洞為主星之 LMXBs 都有可能存在 superhump 現象。自 1990 年以來，陸續有 4 個 (或者 6 個) SXT 在可見光波段被偵測到有 superhump 的現象，表一列出這些 SXT 的軌道與 superhump 週期：
在以黑洞或中子星為主星之 LMXB 中，由於主星質量較大，比以白矮星為主星的矮新星更有可能滿足低質量比的要求 (q < 0.33)，特別是以黑洞為主星的 LMXB，由對 LMXB 的定義，LMXB 的伴星為質量小於一個太陽質量的晚其恆星，而一般認為質量大於三倍太陽質量的緻密天體應為黑洞，而黑洞質量沒有上限，因此可推論出絕大部分以黑洞為主星之 LMXBs 都有可能存在 superhump 現象。自 1990 年以來，陸續有 4 個 (或者 6 個) SXT 在可見光波段被偵測到有 superhump 的現象，表一列出這些 SXT 的軌道與 superhump 週期：
| Name | Orbital Period (hour) | Superhump Period (hour) |
| GRO J0422+32 | 5.0906±0.0005 | 5.18±0.02 |
| Nova Mus 1991 | 10.3992±0.014 | 10.502±0.024 |
| GS 2000+25 | 8.25835±0.00012 | 8.3376±0.0072 |
| GRS 1716-249 | ------ | 14.7 (?) |
| XTE J1118+480 | 4.078488±0.000024 | 4.09176±0.00024 |
| X 1608-52 | ------ | 12.888±0.036 (?) |
除了 SXT 外，為了解釋另一恆定 (persistent) X 光雙星 X 1916-053 的 X 光週期 (3000 秒) 與可見光週期 (3028秒) 的差異，本小組主持人曾分析了歷年來 X 光與可見光的資料，經過週期穩定度的比較，認定光學週期為 superhump 週期，Retter et al. (2002) 在 X 光的光變曲線中發現 negative superhump，X 1916-053 已被認定為屬於 permanent superhump 系統。此外，Priedhorsky & Holt (1987) 指出某些 LMXBs (包括 SXTs) 的 X 光波段的長週期變化 (long-term modulations) 光變曲線特徵與矮新星十分相似。Haswell et al. (2001) 認為軌道週期小於 4.2 小時的以中子星為主星的 LMXBs 與許多以黑洞為主星的 SXTs 都可能有 superhump 現象。
另外，在表一所列之六個 SXT 中，特別值得一提的是 XTE J1118+480。一般而言，SXT 中的 superhump 現象發生於 outburst state，並隨著光度遞減而逐漸消失，但在 XTE J1118+480 中，superhump 在 outburst 與接近靜止期 (quiescent state) 都被觀測到 (Zurita et al. 2002)，這顯示了 XTE J1118+480 雖然是一個 SXT，但其 superhump 現象可能應被歸類於 permanent superhump，因此，我們並不能排除在靜止期發現 superhump 的可能性。
研究 LMXB 的 superhump 可讓我們對吸積機制，吸積盤運動與緻密天體的性質有更進一步瞭解，由於這個現象 1990 年才被發現，因此仍有許多課題值得研究：
另外，在表一所列之六個 SXT 中，特別值得一提的是 XTE J1118+480。一般而言，SXT 中的 superhump 現象發生於 outburst state，並隨著光度遞減而逐漸消失，但在 XTE J1118+480 中，superhump 在 outburst 與接近靜止期 (quiescent state) 都被觀測到 (Zurita et al. 2002)，這顯示了 XTE J1118+480 雖然是一個 SXT，但其 superhump 現象可能應被歸類於 permanent superhump，因此，我們並不能排除在靜止期發現 superhump 的可能性。
研究 LMXB 的 superhump 可讓我們對吸積機制，吸積盤運動與緻密天體的性質有更進一步瞭解，由於這個現象 1990 年才被發現，因此仍有許多課題值得研究：
(i) 由於 superhump 現象提供了我們多一項的資訊去研究 X-ray 雙星，舉例而言，因為 SXT 的伴星光度較低，光譜取得不易，因此許多雙星質量 (或質量函數) 仍然未知。但對於一個有 superhump 現象的 SXT 而言，如果其發生的機制如同 SU UMa 矮新星，根據 Hirose & Osaki (1990) 與 Chou、Grindlay & Blsoer (2001)，吸積盤進動週期與軌道週期有下列關係：
其中 ωp 為吸積盤進動角頻率，ωorb 為軌道角頻率，而 q 為伴星-主星質量比，由於靜止期 (quiescent state) 的可見光波段主要是由其伴星發出，由其光譜型態我們可估計出伴星質量，在由上式所得之質量比，我們可對主星 (特別是黑洞) 的質量加以估計或限制。
(ii) 由於目前只在四到五個 SXT 發現 superhump 現象，所得資訊十分有限，比如說 superhump 週期的穩定度大多仍然未知，它到底是像正常 SU UMa 矮新星一樣不穩定，或是像 permanent superhump 穩定，甚或至它的週期變化是呈現完全不同的變化模式，都有待進一步研究。
(iii) 許多表面證據顯示 superhump 現象只與伴星-主星質量比有關，而與雙星之組成成員 (白矮星，中子星或黑洞) 無關，但 LMXB 與矮新星仍有許多不同之處，在光度變化形式方面，SXT 的光度遞減速率比理論預測或觀測之 SU UMa 矮新星要慢到一個數量級，在再爆發時間間隔 (recurrent time) 方面，SU UMa 的 superoutburst 約為數百日，而 SXT 長達一至五十年，SXT 的爆發似乎沒有像 SU UMa 矮新星有明顯之 outborst/superoutburst 之分別，這些差異性到底如何而來？此外，SXT 爆發時產生強烈 X 光是否會對吸積盤與 superhump 週期與光度變化的形態產生影響，都是值得探討的課題。
我們曾有系統的尋找所有 RXTE 的觀測資料，企圖去尋找 4U1820-30 (軌道週期 11.4 分) 中是否有 superhump 的現象，但仍未能證實。我們也將 X 1916-053 光變曲線中 dip 的現象加以參數化處理，發現它在 1998 年 RXTE 觀測中，dip 寬度有一明顯的 4.85 天週期的變化，其週期與造成 negative superhump —吸積盤面的運動相當。此外，我們也利用了鹿林前山一米望遠鏡 (Lulin One-meter Telescope；LOT) 證實了 XTE J1118+480 為一 late superhump，並在其 2005 年初再度爆發時用 LOT 持續監測，在其過程中，我們再次發現了週期約為 4 小時的 hump，並對世界公佈，但由於這次爆發的時間太短，並未能證實其為 superhump 或為 orbital hump。
其中 ωp 為吸積盤進動角頻率，ωorb 為軌道角頻率，而 q 為伴星-主星質量比，由於靜止期 (quiescent state) 的可見光波段主要是由其伴星發出，由其光譜型態我們可估計出伴星質量，在由上式所得之質量比，我們可對主星 (特別是黑洞) 的質量加以估計或限制。
(ii) 由於目前只在四到五個 SXT 發現 superhump 現象，所得資訊十分有限，比如說 superhump 週期的穩定度大多仍然未知，它到底是像正常 SU UMa 矮新星一樣不穩定，或是像 permanent superhump 穩定，甚或至它的週期變化是呈現完全不同的變化模式，都有待進一步研究。
(iii) 許多表面證據顯示 superhump 現象只與伴星-主星質量比有關，而與雙星之組成成員 (白矮星，中子星或黑洞) 無關，但 LMXB 與矮新星仍有許多不同之處，在光度變化形式方面，SXT 的光度遞減速率比理論預測或觀測之 SU UMa 矮新星要慢到一個數量級，在再爆發時間間隔 (recurrent time) 方面，SU UMa 的 superoutburst 約為數百日，而 SXT 長達一至五十年，SXT 的爆發似乎沒有像 SU UMa 矮新星有明顯之 outborst/superoutburst 之分別，這些差異性到底如何而來？此外，SXT 爆發時產生強烈 X 光是否會對吸積盤與 superhump 週期與光度變化的形態產生影響，都是值得探討的課題。
III. X 光雙星的長週期光變
X 光雙星中最有趣的性質之一就是它們的時變現象，或小於或等於數個毫秒 (KiloHertz QPO；毫秒波霎)、或數十分鐘至數天的軌道週期變化、甚至有長達數百天的超軌道光變 (super-orbital modulation)，造成這種長期光變的原因仍然不明，或許由階級性的三星系統 (hierarchical Triple，如 1820-30)、吸積盤的進動 (如Her X-1)，甚至於 wrap disk 造成。這種研究必需借重於長期監測的 X 光望遠鏡，如 CGRO 的 BASTE 或 RXTE 的 ASM。我們正在整理 RXTE/ASM 近十年來的觀測資料，未來也將結合 BASTE 的資料，以新發展出之時序分析法及 dynamic spectrum 的方法加以進一步分析。
IV. X 光爆發與準週期振盪
X 光爆發 (X-ray burst) 是 LMXB 中以低磁場 (10-8 G) 中子星為主星的特徵之一，爆發上升時間 (rise time) 僅約十秒左右，隨伴約十至數十分鐘之衰減過程，一般相信 X 光爆發是由於在中子星表面上的熱核不穩定 (thermonuclear instability) 而來，有許多關於中子星的問題可由研究 X 光爆發現象家以探討：(i) 由 X 光爆發產生的光球半徑膨脹 (photosphere radius expansion) 現象可以估計中子星的質量與半徑，進而提供了在觀測上研究中子星狀態方程式 (equation of state) 的重要線索。 (ii) 對於在 X 光爆發時所產生的 4.1 keV 吸收線之成因仍然未知。 (iii) 有跡象顯示 X 光爆發的機會與 X 光源當時的 X 光光譜態有關。有趣的是，某些 LMXBs 在強 X 光強度的狀態 (high state) 時反而沒有 X 光爆發的出現 (如 4U 1820-30)。 (iv) X 光爆發時的 X 光光譜可提供研究中子星表面大氣之中要參考依據。
準週期振盪有可能出現在任何型態的 LMXB 中，如黑洞、低磁場中子星或吸積形態的 X 光波霎 (accreting X-ray pulsar) 中，準週期振盪頻率與 X 光源的光譜態 (或顏色) 有關，大致而言頻率約在數赫茲左右，一般相信這種頻率所展現的是吸積盤內緣的行為。而自 RXTE 1995 年底發射以來，由於它極佳的時間解析度 (1 微秒)，發現了仟赫準週期振盪 (kilo Herze QPO)，這種現象發生地點應極靠近緊密天體 (compact object，中子星或黑洞) 附近，近年來更發現在 X 光爆發中有準週期振盪現象，稱之 burst QPO。最近在二個 AMPS (SAX J1808.4-3658 與 XTE J1814-338) 中發現其 burst QPO 的頻率與其脈衝頻率完全相等，因而可推論 Burst QPO 的頻率就是中子星自轉的頻率 (或其整數倍)，而提供了對於低磁場的中子星測量其自轉的方式，並對 millisecond pulsar 的演化提供重要證據。因此研究準週期振盪可對中子星或黑洞之性質有更進一步認知。
準週期振盪有可能出現在任何型態的 LMXB 中，如黑洞、低磁場中子星或吸積形態的 X 光波霎 (accreting X-ray pulsar) 中，準週期振盪頻率與 X 光源的光譜態 (或顏色) 有關，大致而言頻率約在數赫茲左右，一般相信這種頻率所展現的是吸積盤內緣的行為。而自 RXTE 1995 年底發射以來，由於它極佳的時間解析度 (1 微秒)，發現了仟赫準週期振盪 (kilo Herze QPO)，這種現象發生地點應極靠近緊密天體 (compact object，中子星或黑洞) 附近，近年來更發現在 X 光爆發中有準週期振盪現象，稱之 burst QPO。最近在二個 AMPS (SAX J1808.4-3658 與 XTE J1814-338) 中發現其 burst QPO 的頻率與其脈衝頻率完全相等，因而可推論 Burst QPO 的頻率就是中子星自轉的頻率 (或其整數倍)，而提供了對於低磁場的中子星測量其自轉的方式，並對 millisecond pulsar 的演化提供重要證據。因此研究準週期振盪可對中子星或黑洞之性質有更進一步認知。
近年來在無線電電波段發現在某些以黑洞為主星之 X 光新星中，會有與似星體 (quasar) 類似相對論性噴流 (relativistic jet) 的現象，稱之 microquasar，由於高空間解析度的 X 光望遠鏡 (如 Chandra) 的開始運作，發現相對論性噴流的 X 光影像，使得研究 LMXB 中的相對論性噴流成為重要課題之一，由於 LMXB 的尺度遠較似星體小，演化的時間尺度也較短，因此研究 microquasar 可對相對論性噴流產生的機制提供更多的線索。
