Давно астрономи знали, що зірки часто переживають дитинство. Нове дослідження підтверджує сподівання, що деякі зірки ніколи не переростають свої жорстокі шляхи і що найменші зірки можуть бути схильні до найчастіших спалахів.
У дослідженні використовуються дані опитування Екстрасолярного пошуку планет (SWEEPS) Стрільця за вікном Стрільця, проведеного космічним телескопом Хаббл. Це опитування було проведено протягом семи днів у 2006 році та спочатку було розроблено для пошуку транзитних планет шляхом багаторазового зображення понад 200 000 зірок для співу транзитів. Однак, оскільки розвідка містила стільки червоних карликових зірок, найменших і найпоширеніших зірок у Всесвіті, команда під керівництвом Рейчел Остен з Наукового інституту космічного телескопа змогла використати її для обмеження швидкості спалахів на цих зменшених зірках.
Зрештою, команда виявила 100 зоряних спалахів, деякі з яких збільшили загальну яскравість їх материнської зірки на цілих 10%. Загалом, більшість спалахів були короткими і тривали в середньому лише 15 хвилин. Деякі зірки спалахнули кілька разів. Ці спалахи обмежувалися не лише молодими зірками, а й високорозвиненими зірками, включаючи декілька змінних зірок, які, здавалося, спалахують частіше.
"Ми виявили, що змінні зірки приблизно в тисячу разів частіше спалахують, ніж зі змінними зірками", - говорить Адам Ковальський, інший член команди. “Змінні зірки обертаються швидко, що може означати, що вони перебувають у швидко обхідній бінарній системі. Якщо на зірці є великі зіркові плями, темні ділянки на поверхні зірки, це призведе до того, що світло зірки змінюватиметься, коли плями обертаються в полі зору та поза ним. Зоряні плями утворюються, коли лінії магнітного поля проскакують через поверхню. Отже, якщо є великі плями, є велика площа, вкрита сильними магнітними полями, і ми виявили, що у цих зірок більше спалахів ».
Частина причини того, що карликові зірки хоч і спалахують більше, пов'язана з тим, що у них глибокі зони конвекції (показано їх відсутністю літію у фотосфері, яка руйнується конвекцією, яка затягує її на глибини, досить гарячі, щоб знищити її). Цей об'ємний рух іонізованих частинок створює динамо і сильні магнітні поля на зірці. Коли ці поля особливо заплутані, вони можуть оснаститися і спонтанно реформуватися у нижчому енергетичному стані. Втрачена енергія скидається у зовнішні шари зорі, нагріваючи їх величезною кількістю енергії та виділяючи велику кількість ультрафіолетового, рентгенівського та навіть гамма-випромінювання, а також заряджених частинок. У більш екстремальних обставинах поля не одразу реформуються, а розгойдуються назовні, коли вони розмотуються, перетягуючи з собою велику кількість зірки та відкидаючи її назовні, викидаючи коронну масу (CME).
Одним із результатів посиленої магнітної активності є більша кількість та розмір сонячних плям. За словами Остена, «Сонячні плями покривають менше 1% поверхні Сонця, тоді як червоні карлики можуть мати зіркові плями, що покривають половину їх поверхні».
