У молодых звёзд меняется ультрафиолетовый свет при изменении внутреннего строения

Авторы объединили старые наблюдения ультрафиолетового телескопа International Ultraviolet Explorer с новыми спектрами из обзора Hubble ULLYSES. Затем они сравнили молодые звёзды с эталонной последовательностью обычных звёзд главной последовательности классов G–M и посмотрели не просто на яркость, а на отношение потока на двух длинах волн — 270 и 303 нанометрах. Такой показатель помогает отделить вклад поверхности звезды от излучения горячего участка, куда магнитное поле направляет падающее вещество.

Проблема была в том, что модели «поверхность звезды плюс ударная волна» хорошо описывали не все наблюдения. Для холодных поздних K- и M-звёзд данные в целом укладывались в рассчитанный диапазон. Более тёплые G–K5-звёзды систематически выходили за его пределы: у них отношение ультрафиолетовых потоков было ниже, чем ожидали модели. Проверка разных вариантов показала, что резкий переход объясняет данные лучше, чем одна плавная зависимость по всей последовательности.

Это важно потому, что внутреннее строение молодых звёзд меняется по мере их сжатия: внутри начинает формироваться отдельная лучистая область, где энергия переносится иначе, чем в полностью перемешиваемом слое. Авторы связывают наблюдаемый перелом с перестройкой магнитного поля и тем, как оно направляет вещество на поверхность. Но это пока вывод по согласованности нескольких наблюдаемых признаков, а не прямое измерение магнитной структуры.