A NASA Rossi röntgenteleszkópjának mérései alapján azonosították az első olyan milliszekundumos pulzárt, ami egy fedési kettős tagja, azaz kísérője periodikusan egy időre eltakarja előlünk a gyorsan forgó neutroncsillagot.

A Swift J1749.4-2807 katalógusjelű kettős rendszer a Sagittarius csillagképben figyelhető meg. 2006 júniusában azonosították, mikor a NASA Swift mesterséges holdja regisztrálta egy kisebb kitörését. A Swift, az RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) és más űreszközök mérései alapján távolsága 22 ezer fényévnek adódott. A kettős egy gyorsan forgó neutroncsillagból - ez a pulzár - és egy kísérőcsillagból áll, melyről egy akkréciós korongon keresztül anyag áramlik át a kompakt objektumra. A folyamatot időnként kitörések zavarják meg, amikor a korongban fellépő instabilitások miatt a gáz egy része a neutroncsillag felszínére zuhan. Annak nagyon erős mágneses tere azonban a bezuhanó anyagot tereli, így az energiafelszabadulás a mágneses pólusok környezetében következik be, forró, röntgenben fényes foltokat hozva létre körülöttük. A J1749.4-2807 esetében a neutroncsillag másodpercenként 518-szor perdül meg a tengelye körül, a forró foltok periodikus megjelenése és eltűnése miatt nagyon gyors röntgenpulzusokat generálva. A pulzár jeleit a kettős tömegközéppontja körüli mozgás is modulálja. A frekvenciában mutatkozó reguláris változások alapján a komponensek pályaperiódusa 8,8 óra.

Az adatokat is feltüntető fantáziarajz a Swift J1749.4-2807 kettős rendszerről.
[NASA/GSFC]

2010. április 10-én a J1749.4-2807 egy újabb kitörést produkált, ami mintegy egy hétig tartott. Ez idő alatt az RXTE három olyan szakaszt figyelt meg, amikor a röntgenemisszió rövid időre, esetenként körülbelül 36 percre eltűnt. Ez csak úgy lehet, hogy a neutroncsillag ezekben a periódusokban a kísérő mögé került. Craig Markwardt (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt) szerint ez az első eset, hogy egy gyors, akkretáló pulzár esetében ilyen fedést figyeltek meg. Ez azért is fontos, mert a fedések adatainak elemzésével a kísérőcsillag adatai nagy pontossággal származtathatók. Az RXTE észlelései és a neutroncsillagok tömegére vonatkozó elméleti megfontolások alapján a kísérő tömege körülbelül 0,7 naptömeg, a fedési paraméterekből viszont az adódik, hogy a csillag mintegy 20 százalékkal nagyobb, mint ami a tömegéből és a becsült korából következne. Markwardt szerint ennek oka az lehet, hogy a csillag a tőle nem egészen 2 millió kilométerre keringő pulzár intenzív sugárzásától felfúvódott, s a plusz fűtés valószínűleg a felszínét is rendkívül "viharossá" teszi. A neutroncsillag pontos tömegének meghatározásához - ezt jelenleg 1,4 és 2,2 naptömeg közöttire becsülik - a kísérőcsillag optikai vagy infravörös megfigyelésére lesz szükség, mozgásából ugyanis megállapítható a neutroncsillag tömege, ugyanúgy, mint a pulzár mozgásából az övé.

Lehetséges azonban, hogy erre mégsem kell sort keríteni. Az általános relativitáselmélet egyik következménye, hogy nagy tömegű objektumok mellett elhaladó jelek - például rádiósugárzás vagy a röntgenpulzusok - némi késleltetést szenvednek el. Az elsőként Irwin Shapiro (MIT) által 1964-ben megjósolt effektus Tod Strohmayer szerint alkalmas lehet a J1749.4-2807 teljes feltérképezésére. A röntgenpulzusok becsült Shapiro-késleltetése 21 mikroszekundum, ami az RXTE kitűnő, 3 mikroszekundumos időfelbontásával már jól észlelhető. A most detektált mindössze 3 fedés megfigyelése még nem volt elegendő a pontos tömegérték meghatározásához, de az nem lehet nagyobb 2,2 naptömegnél, ugyanis akkor már a mostani adatokban is látható lett volna a késleltetés.