Ilgą laiką astronomai žinojo, kad žvaigždės dažnai turi neramumų vaikystėje. Naujas tyrimas patvirtina lūkesčius, kad kai kurios žvaigždės niekada neišlenda savo grubaus būdo ir kad mažiausios žvaigždės gali būti linkusios į dažniausius pliūpsnius.
Tyrime buvo naudojami Hablo kosminio teleskopo atlikto Šaulio lango užtemimo ekstrasoliarių planetų paieškos (SWEEPS) duomenys. Ši apklausa buvo atlikta per septynias dienas 2006 m. Ir iš pradžių buvo skirta ieškoti tranzituojančių planetų, pakartotinai atvaizduojant daugiau nei 200 000 žvaigždžių tranzito dainoms. Tačiau kadangi tyrime buvo tiek daug raudonųjų nykštukinių žvaigždžių, mažiausių ir labiausiai paplitusių žvaigždžių Visatoje, Kosmoso teleskopo mokslo instituto Rachelės Osten vadovaujama komanda sugebėjo ją panaudoti, norėdama sumažinti šių mažinančių žvaigždžių pliūpsnio greitį.
Komanda galiausiai atrado 100 žvaigždžių blyksnių, iš kurių kai kurie padidino bendrą jų tėvų žvaigždės ryškumą net 10%. Apskritai dauguma raketų buvo trumpos, vidutiniškai trunkančios tik 15 minučių. Kai kurios žvaigždės degė kelis kartus. Šie žaibai neapsiribojo vien tik jaunomis žvaigždėmis, bet ir labai išsivysčiusiomis žvaigždėmis, tarp jų ir keliomis kintamomis žvaigždėmis, kurios, atrodo, pūtė dažniau.
„Mes sužinojome, kad kintamos žvaigždės yra maždaug tūkstantį kartų labiau išsiliejusios nei nekintamos žvaigždės“, - sako kitas komandos narys Adamas Kowalski. „Kintamos žvaigždės greitai sukasi, tai gali reikšti, kad jos greitai skrieja dvejetainėse sistemose. Jei žvaigždės turi dideles žvaigždės dėmes, žvaigždės paviršiuje yra tamsios sritys, todėl žvaigždės šviesa gali skirtis, kai dėmės pasislenka į išorę ir iš kitos pusės. Žvaigždžių dėmės susidaro, kai magnetinio lauko linijos kišasi į paviršių. Taigi, jei yra didelių dėmių, didelę plotą dengia stiprūs magnetiniai laukai, ir mes nustatėme, kad tos žvaigždės turėjo daugiau paūmėjimų. “
Viena iš priežasčių, dėl kurių nykštukinės žvaigždės turi daugiau sužibėti, yra ta, kad jos turi gilias konvekcijos zonas (tai rodo jų ličio trūkumas fotoferoje, kurią sunaikina konvekcija, kuri ją nukreipia į pakankamai karštą gylį, kad ją sunaikintų). Šis tūrinis jonizuotų dalelių judėjimas sukuria dinamo ir stiprius žvaigždės magnetinius laukus. Kai šie laukai tampa ypač susivėlę, jie gali trumpam ir spontaniškai reformuotis esant mažesnės energijos būklei. Prarasta energija patenka į žvaigždžių išorinius sluoksnius, kaitindama juos milžinišku energijos kiekiu ir išskirdama didelius ultravioletinės, rentgeno ir netgi gama spinduliuotės kiekius, taip pat ir įkrautas daleles. Esant ekstremalioms aplinkybėms, laukai ne iš karto sureaguoja, o pasislenka į išorę, nes atsigręžia, su savimi tempdami didelius žvaigždės kiekius ir išleisdami juos į išorę koronaliniame masiniame išstūmime (CME).
Vienas iš padidėjusio magnetinio aktyvumo rezultatų yra didesnis saulės dėmių skaičius ir dydis. Pasak Osteno, „Saulės dėmės padengia mažiau nei 1 procentą Saulės paviršiaus, o raudoni nykštukai gali turėti žvaigždžių dėmes, kurios dengia pusę jų paviršiaus“.
