Sedan den andra Gaia-datareleasen den 25 april 2018, astrofysiker har haft en oöverträffad mängd information till sitt förfogande, inte bara om avstånd och rörelser hos stjärnor i galaxen, men också på många andra stjärnparametrar som kom med genom att utnyttja instrumenteringen ombord på satelliten och de unika egenskaperna hos uppdraget. Flera observationer av samma stjärna, krävs för att härleda dess avstånd och rörelse, producerade också parametrar relaterade till stjärnvariabilitet. Data för stjärnor med fläckar på ytan som liknar de på vår sol, särskilt, ge information om deras rotationsperiod och om deras ytmagnetiska fält. Stjärnfläckar som genereras av magnetfält vid ytan modulerar stjärnans ljusstyrka när den roterar, gör det möjligt att härleda stjärnans rotationsperiod och ge en indikation på dess magnetiska aktivitet. Det stora antalet stjärnor som observerades gjorde det möjligt att producera, med bara de första 22 månaderna av Gaia-observationer, den största datamängden på rotation hittills, med rotationsperiod och moduleringsamplitud på cirka 150, 000 solliknande stjärnor.

När forskare inspekterade Gaia nya rotationsmodulationsdatauppsättning av solliknande stjärnor, de förväntade sig att hitta en generell minskning av moduleringsamplituden med ökande period, med kanske ett knä som skiljer en snabbare rotation, "mättad" regim, där magnetisk aktivitet är svagt beroende av rotation, från en långsammare rotation, "omättad" regim, där magnetisk aktivitet är starkare beroende av rotation. Verkligen, förekomsten av en sådan trend är väl etablerad från markbaserade observationer, och det bekräftades nyligen av observationerna av Kepler-satelliten. Till deras förvåning, dock, Gaia-data visade istället en annan och helt oväntad bild. Datarikedomen gjorde det möjligt att avslöja, för första gången, signaturer av olika ytinhomogenitetsregimer i amplitud-perioddensitetsdiagrammet. Dessa regimer producerar klustring av data i ett sådant diagram som endast rikedomen av Gaia-data kan avslöja.

Den mättade regimen visade sig vara själv sammansatt av två grenar, vid hög och låg amplitud, åtskilda av ett tydligt gap vid rotationsperiod kortare än cirka två dagar. Den låga amplitudgrenen löste sig också i två klumpar, visar en överdensitet av datapunkter vid rotationsperiod kortare än ungefär en halv dag, som definierar ultrasnabba rotatorer (UFR), och en annan överdensitet vid perioder som är större än cirka 5 dagar, som, jämfört med Kepler-data, identifieras som toppen av den omättade regimen. Sådana bevis utmanar oväntat och djupt vår syn på magnetrotationsutvecklingen hos unga solliknande stjärnor och föreslår ett nytt scenario.

Djupare undersökningar visade att grenen med hög amplitud är befolkad av unga stjärnor som ännu inte har antänt väte i sina kärnor. Stjärnor i den långsamma rotatorgruppen med låg amplitud identifieras som äldre omättade stjärnor. Ultrasnabba rotatorer och de snabbare stjärnorna på grenen med hög amplitud förväntas vara stjärnor som är på väg att antända väte som brinner i deras kärnor.

Förutom att producera fläckar, ytmagnetiska fält i solliknande stjärnor är också ansvariga för stjärnspindown vid stigande ålder. Verkligen, magnetfälten genererar och styr stjärnvinden, som tar bort rörelsemängd från stjärnan. Det finns, dock, en fas i utvecklingen av en solliknande stjärnor där den kan snurra upp. Unga solliknande stjärnor som ännu inte har antänt väte i sina kärnor drar ihop sig, och tenderar därför att spinna upp. I de tidiga stadierna av denna sammandragning, spin-up förhindras av förlust av rörelsemängd genom interaktionen med ackretionsskivan, där planeter bildas. När planeter börjar bildas och gasen i skivan försvinner, stjärnan blir sedan fri att snurra upp tills den totala sammandragningsfasen är över. Efter det, spin-upen stannar och stjärnan börjar snurra ner.

Att placera stjärnor med känd ålder och evolutionär status i Gaia-amplituden – perioddensitetsdiagram tillåter, därför, att avgränsa ett nytt scenario för magnetrotationsutvecklingen av unga solliknande stjärnor. I den tidigare fasen av deras utveckling, när de identifieras som T Tauri-typ med en tjock ansamlingsskiva, stjärnor finns på högamplitudgrenen. När de börjar skingra sina diskar, de snurrar upp, även om de fortfarande är kvar på grenen med hög amplitud tills de antänder vätgasförbränningen i sina kärnor och slutar dra ihop sig. Stjärnor snurrar sedan ner på grund av bromsningen som induceras av magnetfält, och gå mot den låga amplituden, långsamma rotatorer. Övergången till den långsamma rotatorn, omättad regim är något diskontinuerlig, som visas av den lägre densiteten i amplitud-perioddensitetsdiagrammet. Detta ger observationsstöd till förekomsten av en magnetisk övergång som nyligen har föreslagits i litteraturen.

Närvaron av den ultrasnabba rotatorns överdensitet vid låg amplitud, tydligt separerad från grenen med hög amplitud, och minskningen av densiteten hos högamplitudgrenen mot mycket korta perioder, föreslå en alternativ magneto-rotationsutveckling som det inte fanns några bevis för innan Gaia. Stjärnor på grenen med hög amplitud som snurrar upp nära sin uppbrytningshastighet (dvs när centrifugalkraften vid ekvatorn är jämförbar med gravitationskraften) genomgår en mycket snabb magnetisk övergång mot en mer axisymmetrisk fältkonfiguration, vilket orsakar en dramatisk minskning av moduleringsamplituden och för dem in i den ultrasnabba rotatorregimen. Den mycket glesa befolkningen som förbinder den ultrasnabba rotatorgruppen med den långsamma rotatorgruppen med låg amplitud tyder på att stjärnor snurrar ner i en långsammare takt, och slutligen smälter samman i den långsamma rotatorgrenen med låg amplitud.

Därför, alla stjärnor konvergerar så småningom till den långsamt roterande grenen med låg amplitud, d.v.s. till den omättade regimen, där den magnetiserade vindbromsen styr stellar spin-down. Denna senare fas av stellar spin-down undersöks aktivt av forskarsamhället, eftersom det kan tillhandahålla en effektiv metod för att härleda stjärnans ålder under evolutionära faser när andra stjärnparametrar varierar mycket lite. I det här avseendet, amplitudbimodaliteten som finns i Gaia-data hjälper till att identifiera stjärnor som är i den omättade regimen, när denna "gyro-kronologi" kan tillämpas.