Desde o segundo lançamento de dados Gaia em 25 de abril de 2018, os astrofísicos tiveram à sua disposição uma riqueza sem precedentes de informações não apenas sobre as distâncias e movimentos das estrelas na galáxia, mas também em muitos outros parâmetros estelares que surgiram ao explorar a instrumentação a bordo do satélite e as características únicas da missão. Múltiplas observações da mesma estrela, necessário para derivar sua distância e movimento, também produziu parâmetros relacionados à variabilidade estelar. Dados para estrelas com manchas na superfície semelhantes às do nosso Sol, em particular, fornecer informações sobre seu período de rotação e sobre seus campos magnéticos de superfície. Pontos estelares gerados por campos magnéticos na superfície modulam o brilho estelar conforme ele gira, tornando possível derivar o período de rotação da estrela e fornecer uma indicação de sua atividade magnética. O grande número de estrelas observadas possibilitou a produção, com apenas os primeiros 22 meses de observações de Gaia, o maior conjunto de dados em rotação até o momento, com período de rotação e amplitude de modulação de cerca de 150, 000 estrelas semelhantes ao sol.

Quando os cientistas inspecionaram o novo conjunto de dados de modulação rotacional de Gaia de estrelas semelhantes ao sol, eles esperavam encontrar uma diminuição geral da amplitude de modulação com o aumento do período, com talvez um joelho separando uma rotação mais rápida, regime "saturado", em que a atividade magnética é fracamente dependente da rotação, de uma rotação mais lenta, regime "insaturado", em que a atividade magnética é mais fortemente dependente da rotação. De fato, a existência de tal tendência é bem estabelecida a partir de observações baseadas no solo, e foi recentemente confirmado pelas observações do satélite Kepler. Para sua surpresa, Contudo, os dados de Gaia, ao invés, revelaram uma imagem diferente e completamente inesperada. A riqueza dos dados possibilitou desvendar, pela primeira vez, assinaturas de diferentes regimes de não homogeneidade de superfície no diagrama de densidade de período de amplitude. Esses regimes produzem agrupamento de dados em um diagrama que apenas a riqueza dos dados de Gaia pode revelar.

O regime saturado acabou por ser ele próprio composto de dois ramos, em alta e baixa amplitude, separados por uma lacuna evidente no período de rotação menor do que cerca de dois dias. O ramo de baixa amplitude também se resolveu em dois grupos, mostrando uma densidade excessiva de pontos de dados no período de rotação menor que cerca de meio dia, que define os rotadores ultrarrápidos (UFRs), e outra superdensidade em um período maior do que cerca de 5 dias, que, em comparação com os dados do Kepler, é identificada como a ponta do regime insaturado. Tal evidência desafia inesperadamente e profundamente nossa visão da evolução magneto-rotacional de estrelas jovens do tipo solar e sugere um novo cenário.

Uma investigação mais aprofundada mostrou que o ramo de alta amplitude é povoado por estrelas jovens que ainda não acenderam o hidrogênio em seus núcleos. Estrelas no grupo de rotação lenta de baixa amplitude são identificadas como estrelas insaturadas mais antigas. Espera-se que os rotadores ultrarrápidos e as estrelas mais rápidas no ramo de alta amplitude sejam estrelas que estão prestes a acender o hidrogênio queimando em seus núcleos.

Além de produzir manchas, campos magnéticos de superfície em estrelas semelhantes ao solar também são responsáveis ​​pelo spindown estelar com o aumento da idade. De fato, os campos magnéticos geram e controlam o vento estelar, que remove o momento angular da estrela. Há, Contudo, uma fase na evolução de estrelas semelhantes ao solar em que pode girar. Jovens estrelas parecidas com o sol que ainda não acenderam o hidrogênio em seus núcleos se contraem, e, portanto, tendem a girar. Nos estágios iniciais desta contração, o spin-up é evitado pela perda de momento angular através da interação com o disco de acreção, onde os planetas se formam. Quando os planetas começam a se formar e o gás no disco se dissipa, a estrela então fica livre para girar até que a fase geral de contração termine. Depois disso, a rotação para e a estrela começa a girar para baixo.

Colocar estrelas de idade conhecida e status evolutivo na amplitude de Gaia - diagrama de densidade de período permite, Portanto, para delinear um novo cenário para a evolução magneto-rotacional de jovens estrelas do tipo solar. Na fase anterior de sua evolução, quando são identificados como do tipo T Tauri com um disco de acreção espesso, estrelas estão no ramo de alta amplitude. Quando eles começam a dissipar seus discos, eles giram, embora ainda permaneçam no ramo de alta amplitude até que eles acendam o hidrogênio queimando em seus núcleos e parem de se contrair. Posteriormente, as estrelas giram para baixo devido à frenagem induzida por campos magnéticos, e mova em direção à baixa amplitude, regime de rotadores lentos. A transição para o rotador lento, regime insaturado é um tanto descontínuo, como mostrado pela densidade mais baixa no diagrama de densidade de amplitude-período. Isso fornece suporte observacional para a existência de uma transição magnética que foi recentemente proposta na literatura.

A presença de superdensidade do rotador ultrarrápido em baixa amplitude, claramente separado do ramo de alta amplitude, e a diminuição da densidade do ramo de alta amplitude para períodos muito curtos, sugerem uma evolução magneto-rotacional alternativa para a qual não havia evidência antes de Gaia. Estrelas no ramo de alta amplitude que giram perto de sua velocidade de ruptura (ou seja, quando a força centrífuga no equador é comparável à força da gravidade) sofrem uma transição magnética muito rápida em direção a uma configuração de campo mais axissimétrica, o que causa uma diminuição dramática na amplitude da modulação e os leva ao regime de rotador ultrarrápido. A população muito esparsa conectando o grupo de rotadores ultrarrápidos ao grupo de rotadores lentos de baixa amplitude sugere que as estrelas diminuem a rotação em um ritmo mais lento, e, eventualmente, se fundem no ramo de rotação lenta de baixa amplitude.

Portanto, todas as estrelas eventualmente convergem para o ramo de rotação lenta de baixa amplitude, ou seja, para o regime insaturado, onde a frenagem magnetizada do vento controla a redução estelar da rotação. Esta última fase de spin-down estelar está sendo ativamente investigada pela comunidade científica, pois pode fornecer um método eficiente para derivar a idade da estrela durante as fases evolutivas, quando outros parâmetros estelares variam muito pouco. A este respeito, a amplitude bimodalidade encontrada nos dados de Gaia auxilia na identificação de estrelas que estão no regime insaturado, quando esta "giro-cronologia" pode ser aplicada.