Desde la segunda publicación de datos de Gaia el 25 de abril de 2018, Los astrofísicos han tenido a su disposición una riqueza de información sin precedentes, no solo sobre distancias y movimientos de estrellas en la galaxia, pero también en muchos otros parámetros estelares que surgieron al explotar la instrumentación a bordo del satélite y las características únicas de la misión. Varias observaciones de la misma estrella, requerido para derivar su distancia y movimiento, también produjo parámetros relacionados con la variabilidad estelar. Datos de estrellas con manchas en la superficie similares a las de nuestro Sol, en particular, proporcionar información sobre su período de rotación y sobre sus campos magnéticos de superficie. Los puntos estelares generados por campos magnéticos en la superficie modulan el brillo estelar a medida que gira. lo que permite derivar el período de rotación de la estrella y proporcionar una indicación de su actividad magnética. La gran cantidad de estrellas observadas permitió producir, con solo los primeros 22 meses de observaciones de Gaia, el mayor conjunto de datos sobre rotación hasta la fecha, con un período de rotación y una amplitud de modulación de unos 150, 000 estrellas de tipo solar.

Cuando los científicos inspeccionaron el nuevo conjunto de datos de modulación rotacional de Gaia de estrellas de tipo solar, esperaban encontrar una disminución general de la amplitud de modulación con el período creciente, quizás con una rodilla separando una rotación más rápida, régimen "saturado", en el que la actividad magnética depende débilmente de la rotación, de una rotación más lenta, régimen "insaturado", en el que la actividad magnética depende más fuertemente de la rotación. En efecto, la existencia de tal tendencia está bien establecida a partir de observaciones terrestres, y fue confirmado recientemente por las observaciones del satélite Kepler. Para su sorpresa, sin embargo, en cambio, los datos de Gaia revelaron una imagen diferente y completamente inesperada. La riqueza de los datos permitió desvelar, por primera vez, firmas de diferentes regímenes de inhomogeneidad superficial en el diagrama de densidad del período de amplitud. Estos regímenes producen agrupaciones de datos en un diagrama tal que solo la riqueza de los datos de Gaia puede revelar.

El régimen saturado resultó estar compuesto en sí mismo de dos ramas, a alta y baja amplitud, separados por una brecha evidente en el período de rotación inferior a unos dos días. La rama de baja amplitud también se resolvió en dos grupos, que muestra una sobredensidad de puntos de datos en un período de rotación inferior a aproximadamente medio día, que define los rotadores ultrarrápidos (UFR), y otra sobredensidad en un período superior a aproximadamente 5 días, cuales, en comparación con los datos de Kepler, se identifica como la punta del régimen insaturado. Dicha evidencia desafía de manera inesperada y profunda nuestra visión de la evolución magneto-rotacional de estrellas jóvenes de tipo solar y sugiere un escenario novedoso.

Una investigación más profunda mostró que la rama de alta amplitud está poblada por estrellas jóvenes que aún no han encendido hidrógeno en sus núcleos. Las estrellas del grupo de rotadores lentos de baja amplitud se identifican como estrellas insaturadas más antiguas. Se espera que los rotadores ultrarrápidos y las estrellas más rápidas en la rama de gran amplitud sean estrellas que están a punto de encender el hidrógeno que se quema en sus núcleos.

Además de producir manchas, Los campos magnéticos de la superficie de las estrellas de tipo solar también son responsables de la formación de espinas estelares a medida que aumenta la edad. En efecto, los campos magnéticos generan y controlan el viento estelar, que elimina el momento angular de la estrella. Hay, sin embargo, una fase en la evolución de una estrella de tipo solar en la que puede girar. Las estrellas jóvenes de tipo solar que aún no han encendido hidrógeno en sus núcleos se contraen, y por lo tanto tienden a girar. En las primeras etapas de esta contracción, el giro se evita por la pérdida de momento angular a través de la interacción con el disco de acreción, donde se forman los planetas. Cuando los planetas comienzan a formarse y el gas en el disco se disipa, la estrella entonces se vuelve libre para girar hasta que termina la fase de contracción general. Después, el giro se detiene y la estrella comienza a girar hacia abajo.

Colocar estrellas de edad conocida y estado evolutivo en la amplitud de Gaia; el diagrama de densidad del período lo permite, por lo tanto, para delinear un nuevo escenario para la evolución magneto-rotacional de estrellas jóvenes de tipo solar. En la fase anterior de su evolución, cuando se identifican como tipo T Tauri con un disco de acreción grueso, las estrellas están en la rama de gran amplitud. Cuando empiezan a disipar sus discos, ellos giran, aunque todavía permanecen en la rama de gran amplitud hasta que encienden el hidrógeno que arde en sus núcleos y dejan de contraerse. Posteriormente, las estrellas giran debido al frenado inducido por campos magnéticos, y avanzar hacia la amplitud baja, Régimen de rotadores lentos. La transición al rotor lento, régimen insaturado es algo discontinuo, como lo muestra la densidad más baja en el diagrama de densidad de período-amplitud. Esto presta apoyo observacional a la existencia de una transición magnética que se ha propuesto recientemente en la literatura.

La presencia de la sobredensidad del rotador ultrarrápido a baja amplitud, claramente separados de la rama de gran amplitud, y la disminución de la densidad de la rama de gran amplitud hacia períodos muy cortos, sugieren una evolución magneto-rotacional alternativa para la cual no había evidencia antes de Gaia. Las estrellas en la rama de alta amplitud que giran cerca de su velocidad de ruptura (es decir, cuando la fuerza centrífuga en el ecuador es comparable a la fuerza de gravedad) experimentan una transición magnética muy rápida hacia una configuración de campo más simétrica al eje, lo que provoca una disminución drástica en la amplitud de la modulación y los lleva al régimen de rotador ultrarrápido. La población muy escasa que conecta el grupo de rotadores ultrarrápidos con el grupo de rotadores lentos de baja amplitud sugiere que las estrellas giran hacia abajo a un ritmo más lento, y finalmente se fusionan en la rama de rotor lento de baja amplitud.

Por lo tanto, todas las estrellas eventualmente convergen a la rama de rotación lenta de baja amplitud, es decir, al régimen insaturado, donde el freno de viento magnetizado controla el giro estelar. Esta última fase de caída estelar está siendo investigada activamente por la comunidad científica, ya que puede proporcionar un método eficiente para derivar la edad de la estrella durante las fases evolutivas cuando otros parámetros estelares varían muy poco. En este sentido, la bimodalidad de amplitud encontrada en los datos de Gaia ayuda a identificar estrellas que están en régimen insaturado, cuando se puede aplicar esta "giro-cronología".