Томпсон и Дункан утверждали, что напряженность магнитного поля такой нейтронной звезды можно рассчитать двумя разными способами. В первом, согласно их нумерации, использовалась комбинация наблюдаемого периода вращения и возраста остатка сверхновой N49. Но для того, чтобы именно магнитное поле было ответственно за огромную энергию всплеска 1979 года, оно должно было превышать 1014 гауссов. Вернувшись на шаг назад, теоретики пришли к выводу, что, когда такое чрезвычайно сильное магнитное поле проходит через твердую, обычно стабильную кору звезды, в ней постепенно накапливаются столь большие напряжения, что кора разламывается и происходит “звездотрясение”. Это приводит к тому, что магнитное поле вне звезды закручивается и, передавая энергию облакам электронов и позитронов, вызывает огромный выброс магнитной энергии в форме жесткого (высокоэнергетического) гамма-излучения, сходного с излучением вспышки на Солнце, но гораздо более интенсивного.

Тогда получается, что пульсирующий хвост “питается” от остатка постепенно рассеивающегося, уменьшающегося в размере огненного шара – горячего облака электрон-позитронных пар, захваченных магнитным полем вблизи быстро вращающейся нейтронной звезды. Этот остаток облака охлаждается в процессе рентгеновского излучения с его съеживающейся поверхности. “Вероятно, выделение энергии вне нейтронной звезды связано с процессом, который называют магнитным пересоединением”, – говорит Томпсон. Например, взрыв на Солнце, или, иначе, солнечная вспышка, – это магнитное пересоединение, при котором магнитные силовые линии вблизи поверхности быстро перестраиваются. Такой процесс приводит к высвобождению энергии магнитного поля, которая часто излучается в виде гамма-лучей. “Однако детали подобного процесса в магнетаре сейчас активно изучаются”, – добавляет Томпсон.

В магнитных полях такой мощности проявляются всевозможные необычные новые явления. Рентгеновские фотоны объединяются и делятся надвое; считается, что атомы полностью деформируются – становятся длинными и тонкими, как спагетти. Вблизи нейтронной звезды самое жесткое (обладающее самой большой энергией) рентгеновское излучение не может распространяться обычным образом. Сильно намагниченный вакуум вокруг нейтронной звезды должен вести себя как поляризационный фильтр, который, как и солнечные очки, пропускает излучение только линейно поляризованное. В 2016 году этот эффект был подтвержден прямым наблюдением. Томпсон и Дункан также вычислили, как замедление вращения магнетара зависит от магнитной активности звезды. В 1995 году они вместе опубликовали еще одну, дополняющую их теорию статью, где предложили семь различных способов для расчета магнитного поля всплеска, имевшего место 5 марта. И все семь способов дали один и тот же результат: магнитное поле превышало 1014 гауссов.

Многие астрономы отнеслись к смелым заявлениям Томпсона и Дункана скептически, но Кувелиоту не входила в их число. Все эти годы она ждала появления подходящего инструментария, который позволил бы ей добиться успеха. Было ли событие 1979 года действительно коротким всплеском гамма-излучения? И что такие всплески собой представляют на самом деле? Прочитав статью, где предполагалась возможность существования магнетаров, Кувелиоту вместе с небольшой группой коллег твердо решила проверить это утверждение.

13 декабря 1995 года в НАСА готовились запустить в космос ракету-носитель со спутником RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, “исследователь рентгеновских временных характеристик имени Росси”) на борту. У этого зонда имелась вполне определенная цель: отслеживать изменения во времени различных источников рентгеновского излучения, уделяя особое внимание черным дырам и нейтронным звездам. Кувелиоту представила проект, предполагавший наблюдение источников мягких повторяющихся гамма-всплесков, которые, как она надеялась, проявятся за время работы RXTE. Проект утвердили. Кувелиоту повезло: вскоре после того, как спутник вышел на заданную околоземную орбиту, он действительно зарегистрировал всплеск, идущий от одного из источников события 1979 года.

Двумя годами ранее японский спутник AS С А уже наблюдал этот SGR, определил его точное положение, но не установил период вращения звезды. А теперь группе Кувелиоту удалось показать, что импульсы рентгеновского излучения появляются каждые 7,5 секунды. При вращении нейтронной звезды вращаются и горячие пятна ее магнитосферы: они то видны, то не видны. Следовательно, период вращения звезды составляет 7,5 секунды, что очень близко к 8 секундам – периоду пульсаций, наблюдавшихся в марте 1979 года.

Кувелиоту начала наблюдение этого объекта. Она хотела вычислить период его вращения и скорость, с которой вращение замедляется. Так можно было бы выяснить, верен ли вывод Томпсона и Дункана, утверждавших, что чрезвычайно сильное магнитное поле приводит к очень быстрому замедлению магнетара. Фактически Кувелиоту начала “хронометрировать” этот объект. Хронометрирование – широко используемый метод наблюдения пульсаров, сводящийся к тому, что в течение нескольких лет максимально точно определяют моменты прихода одного или нескольких импульсов. Ученые надеются заметить изменения во времени прихода импульсов, поскольку это может быть проявлением возмущения ткани пространства, например, при обращении нейтронной звезды и ее компаньона в двойной системе вокруг общего центра масс. (Более подробно о методе хронометрирования см. в разделе “Чуть глубже: Хронометрирование пульсаров”.)

Исходные данные Кувелиоту были еле заметны и зашумлены, и поэтому ее техника хронометрирования слегка отличалась от обычно используемой радиоастрономами в случае пульсаров. Данные наблюдения радиопульсаров необычайно точны, что позволяет связать между собой периоды вращения в разное время. Например, предположим, что при каждом вращении радиояркость демонстрирует два пика – большой и маленький. Тогда период вращения можно измерить столь аккуратно, что возможно будет очень точно предсказать время появления большого пика в будущем, учитывая, что при следующем измерении – через несколько дней или месяцев – время его появления из-за замедления вращения звезды слегка сдвигается. Метод, использованный Кувелиоту, был несколько проще. Он основывался на приеме, используемом астрономами при хронометрировании аккрецирующих рентгеновских пульсаров. Периодичность рентгеновского сигнала измеряется в пределах нескольких часов. Затем, через какое-то время, то же самое измерение повторяется. Но, поскольку точность измерения ниже, чем для радиопульсаров, связать периоды вращения для этих двух интервалов труднее.