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.

Как и следовало ожидать, после пяти лет хронометрирования стало ясно, что период вращения SGR уменьшился на две тысячные, что означало его уменьшение на одну секунду каждые триста лет, то есть быстрее, чем у любого известного радиопульсара. Кувелиоту выполнила расчет и обнаружила, что, если звезда замедляется с такой скоростью, отдавая энергию и угловой момент магнитному полю, его напряженность должна быть 8×1014 гауссов. Это значение, очень близкое к оценке Дункана и Томпсона, превышало магнитное поле любого известного пульсара или другого объекта во Вселенной. “Точности измерений Хрисы хватало, чтобы показать, какое большое значение имеет скорость замедления вращения SGR, – рассказывает Томпсон. – Этого было достаточно”.

Результат воодушевил Кувелиоту, но для полной уверенности она направила свои данные для проверки двум другим группам, не сообщив им заранее, какой период получился у нее. Совпали и период, и скорость его изменения. Теперь она осознала важность сделанного открытия. Из Центра космических полетов имени Джорджа Маршалла в городе Хантсвилл, Алабама, она связалась с Дунканом и Томпсоном. “Теперь мы были абсолютно уверены, что все это реальность. Мы чуть не прыгали от радости, – рассказывает Кувелиоту, – и начали готовить статью для Nature. Вот как все было. А еще мы начали использовать название «магнетар», поскольку это был первый пример магнетара”.

Статья в Nature вышла 21 мая 1998 года и вызвала большой интерес среди астрономов. “Для меня это грандиозное событие. Невероятное ощущение – первой обнаружить источник этих мягких повторяющихся гамма-всплесков, – рассказывает Кувелиоту. – Ведь я всегда говорила, что это что-то новое, и продолжала это утверждать, пока наконец не измерила магнитное поле. Я оказалась права – это действительно новый источник, поскольку его магнитное поле столь велико”.

Это было только начало. Через несколько недель SGR 1900 + 14 “сработал” более пятидесяти раз, а в июне 1998 года астрономы обнаружили четвертый источник, SGR 1627-41, который за два следующих месяца выдал около ста мощных вспышек. Утром 27 августа 1998 года невероятно мощная волна гамма- и рентгеновского излучения накрыла Землю. Эта вспышка, отмеченная семью спутниками, разбросанными по всей Солнечной системе, была сильнее, чем 5 марта 1979 года. Она даже стала причиной внезапного изменения, произошедшего с ионосферой – верхней частью атмосферы Земли, что повлияло на радиосвязь. В 3:22 по североамериканскому тихоокеанскому летнему времени нижняя граница ионосферы внезапно на пять минут опустилась с 85 до 60 километров, туда, где ей обычно полагалось быть в дневное время, когда высокоэнергетические фотоны, идущие от Солнца, поддерживают более высокий уровень ионизации воздуха. Причиной тому была вторая гигантская вспышка гамма-излучения, зарегистрированная от магнетара SGR 1900 + 14, вызвавшего событие 1979 года. Следует отметить, что группа Кувелиоту опять обнаружила быстрое замедление вращения этого SGR. Это подразумевало, что величина магнитного поля была того же порядка, как и при первом измерении. Особенно важно, считал Томпсон, что измерения подтвердили теорию. “Как теоретик я очень рад, что наша работа оказалась полезной при планировании серии наблюдений. В астрономии мы, теоретики, обычно занимаемся «расчисткой» – пытаемся постфактум что-то систематизировать и объяснить. Гораздо реже наша работа оказывается важна для обоснования новых экспериментов, которые иначе не были бы выполнены”.

В то время как шел поиск научного объяснения природы мягких повторяющихся гамма-всплесков, астрономы, работающие в рентгеновском диапазоне, были озадачены другим явлением. За год до того, как 5 марта 1979 года вспышка достигла Земли, НАСА запустило Einstein X-ray Observatory – первую орбитальную обсерваторию, способную фокусировать рентгеновские лучи, идущие от далеких объектов. Наряду со многими другими зондами, волна гамма-излучения накрыла и ее, но серьезных повреждений не причинила.

Однако в том же году Einstein X-ray Observatory обнаружила еще нечто новое. Астрономы уже знали целый ряд рентгеновских пульсаров и считали, что все они существуют парами, а их излучение обязано аккреции вещества звезды-компаньона. В декабре 1979 года Филипп Грегори и Грег Фалман из Университета Британской Колумбии в Канаде, использовавшие эту обсерваторию для изучения некоторых радиопульсаров, заметили ярко сияющий точечный источник рентгеновского излучения в созвездии Кассиопея на расстоянии примерно десяти тысяч световых лет от Земли. Этот источник, чем-то напоминавший газовое облако, Грегори и Фалман назвали 1E 2259 + 586 и предположили, что этот объект представляет собой нейтронную звезду внутри своего “дома” – остатка сверхновой. В рентгеновском диапазоне светимость обнаруженного объекта в сотни раз превосходила светимость Солнца.

Несмотря на длительные поиски, астрономы так и не обнаружили компаньона звезды в созвездии Кассиопея, а значит, источником ее энергии не могла быть аккреция. Излучение нельзя было объяснить и вращением: радиоволн они не зафиксировали, а поскольку период вращения звезды составлял семь секунд, скорость потери энергии и замедление вращения звезды слишком малы, чтобы объяснить подобную яркость в рентгеновском диапазоне. Механизм излучения нового пульсара оставался загадкой. Используя усовершенствованную аппаратуру, астрономы продолжали искать звезду-компаньона, но безрезультатно. Ее не удавалось обнаружить ни с помощью глубоких оптических наблюдений, ни при попытках применить хронометрирование, чтобы обнаружить так называемый доплеровский сдвиг частоты, обязанный движению двух тел друг относительно друга.

Вместо этого астрономы обнаружили еще три одиночных, очень ярких рентгеновских источника с периодом испускания импульсов, близким к шести секундам. (Сильно намагниченные нейтронные звезды, излучающие в рентгеновском диапазоне за счет аккреции вещества звезды-соседа, вращаются гораздо быстрее.) Теперь, когда пришлось иметь дело с четырьмя новыми странными “чудищами”, стало ясно: пришло время признать, что это новый класс нейтронных звезд. В марте 1995 года на конференции в Ла-Хойя, Калифорния, Томпсон и Дункан высказали предположение, что такие пульсары тоже могут быть магнетарами. Они назвали их аномальными рентгеновскими пульсарами (AXP, Anomalous X-ray Pulsar).

Томпсон и Дункан пояснили: наподобие переходного