I deras interiörer, stjärnor är strukturerade i ett lager, lökliknande mode. I de med solliknande temperaturer, kärnan följs av strålningszonen. Där, värmen inifrån leds utåt med hjälp av strålning. När stjärnplasman blir svalare längre utanför, värmetransport domineras av plasmaflöden:varm plasma inifrån stiger till ytan, kyler, och sjunker ner igen. Denna process kallas konvektion. På samma gång, stjärnans rotation, som beror på stjärnlatitud, introducerar skjuvrörelser. Tillsammans, båda processerna vrider och snurrar magnetfältslinjer och skapar en stjärnas komplexa magnetfält i en dynamoprocess som ännu inte är helt förstådd.

"Tyvärr, vi kan inte titta direkt in i solen och andra stjärnor för att se dessa processer i aktion, men måste ta till mer indirekta metoder, " säger Dr Jyri Lehtinen från Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) i Tyskland, första författaren till den nya tidningen som publicerades idag i Natur astronomi . I deras nuvarande studie, forskarna jämförde olika stjärnors aktivitetsnivåer å ena sidan, och deras rotations- och konvektivegenskaper å andra sidan. Målet var att bestämma, vilka fastigheter som har stark påverkan på verksamheten. Detta kan hjälpa dig att förstå detaljerna i dynamoprocessen.

Flera modeller av stjärndynamon har föreslagits tidigare, men två huvudparadigm råder. Medan en av dem lägger större vikt vid rotationen och antar endast subtila effekter av konvektionsflöden, den andra beror mycket på turbulent konvektion. I denna typ av konvektion, den heta stjärnplasman stiger inte till ytan i stor skala, lugnande rörelser. Snarare, småskaliga kraftiga flöden dominerar.

För att hitta bevis för det ena eller det andra av de två paradigmen, Lehtinen och hans kollegor tog för första gången en titt på 224 mycket olika stjärnor. Deras prov innehöll båda huvudsekvensstjärnorna, som så att säga är i sitt livs bästa, och äldre, mer utvecklade jättestjärnor. Vanligtvis, både konvektion och rotationsegenskaper hos stjärnor förändras när de åldras. Jämfört med huvudsekvensstjärnor, utvecklade stjärnor uppvisar en tjockare konvektionszon som ofta expanderar över mycket av stjärnans diameter och ibland ersätter strålningszonen helt. Detta leder till längre omsättningstider för konvektiv värmetransport. På samma gång, rotationen saktar vanligtvis ner.

För sina studier, forskarna analyserade en datauppsättning som erhölls vid Mount Wilson Observatory i Kalifornien (USA), som under flera år registrerade stjärnornas utsläpp i våglängder som är typiska för kalciumjoner som finns i stjärnplasman. Dessa utsläpp är inte bara korrelerade med stjärnornas aktivitetsnivå. Komplex databehandling gjorde det också möjligt att sluta sig till stjärnornas rotationsperioder.

Som solen, stjärnor är ibland fläckiga med områden med extremt hög magnetfältstyrka, så kallade aktiva regioner, som ofta förknippas med mörka fläckar på stjärnornas synliga yta. "När en stjärna roterar, dessa regioner kommer till synen och passerar ut ur det, vilket leder till en periodisk ökning och minskning av utsläppens ljusstyrka, " Prof. Dr. Maarit Käpylä från Aalto-universitetet i Finland, som också leder forskargruppen "Solar and Stellar Dynamos" vid MPS, förklarar. Dock, eftersom stjärnutsläpp också kan fluktuera på grund av andra effekter, att identifiera periodiska variationer – särskilt under långa perioder – är svårt.

"Några av stjärnorna vi studerade visar rotationsperioder på flera hundra dagar, och överraskande nog fortfarande en magnetisk aktivitetsnivå som liknar de andra stjärnorna, och anmärkningsvärt till och med magnetiska cykler som solen, säger Dr Nigul Olspert från MPS, som analyserade uppgifterna. Solen, i jämförelse, roterar ganska snabbt med en rotationsperiod på endast cirka 25 dagar vid solens ekvator. De konvektiva omsättningstiderna beräknades med hjälp av stjärnstrukturmodellering med hänsyn till varje stjärnas massa, kemisk sammansättning, och utvecklingsstadiet.

Forskarnas analys visar att en stjärnas aktivitetsnivå inte beror enbart på dess rotation, vilket har föreslagits av andra studier baserade på mindre och mer enhetliga prover inklusive endast huvudsekvensstjärnor. Istället, endast om konvektion beaktas, kan beteendet hos huvudsekvenser och utvecklade stjärnor förstås på ett enhetligt sätt. "Koaktionen av rotation och konvektion bestämmer hur aktiv en stjärna är, Prof. Käpylä sammanfattar. "Våra resultat tippar vågen till förmån för dynamomekanismen inklusive turbulent konvektion, " tillägger hon.