Ensisijainen menetelmä, jolla tähtitieteilijät voivat mitata tähtien magneettikentän voimakkuutta, on Zeeman-ilmiö. Tämä vaikutus on spektriviivojen jakaminen kahtia johtuen magneettikentän vaikutuksesta orbitaalien kvanttirakenteeseen. Massiivisten O-luokan tähtien spektrit ovat suurelta osin piirteettömiä spektrien visuaalisessa osassa, koska atomien määrä ei ole riittävä, ja elektronit ovat välttämättömillä kiertoradoilla läpikäymään siirtymiä, jotka voivat tuottaa visuaalisia spektriviivoja. Näin ollen sen määrittäminen, onko näillä tähdillä magneettikenttiä, on ollut ainutlaatuinen haaste. Uusi lehti Amsterdamin yliopiston tutkijat, joita johtaa Roald Schnerr, etsii todisteita näistä kentistä synkrotronisäteilyn muodossa.
Synkrotronisäteily on valon muoto, joka syntyy, kun relativistiset, varautuneet hiukkaset liikkuvat magneettikentän läpi. Säteilevä valo voidaan generoida missä tahansa spektrin osassa radiosta gammasäteisiin, riippuen kentän voimakkuudesta. Tähtitieteellisesti Geoffrey Burbidge havaitsi tämän ensimmäisen kerran vuonna 1956 M87-suihkuissa, ja siitä lähtien sitä on käytetty selittämään emissiota planeettojen magnetosfääreissä, supernoveissa, lähellä mustia aukkoja ja pulsareiden ympärillä.
Tämä energiamuoto erottuu muista valon muodoista kahdella päätavalla. Ensimmäinen on, että se on erittäin polarisoitunut. Tämä ominaisuus syntyy sähköisten ja magneettisten komponenttien ollessa aina samoissa tasoissa ja sitä voidaan tutkia suodattimilla, jotka päästävät vain valon, jonka kentät ovat asianmukaisissa tasoissa, kulkea. Toinen on se, että luotu säteily on 'ei-termistä'. Toisin sanoen se ei vastaa mustan kappaleen tuottamien aallonpituuksien jakautumista.
Massiivisten O-luokan tähtien mallit ehdottavat, että niiden tulisi sisältää magneettikenttiä. Jotkut todisteet ovat näyttäneet vahvistavan tämän. Aiemmat tutkimukset ovat myös osoittaneet, että joidenkin näistä tähdistä lähtevät tähtituulet vaihtelevat tähtien pyörimisnopeuksien kanssa samankaltaisissa aikaskaaloissa, mikä voidaan tulkita tuulen hidastumiseksi joillakin pinnoilla magneettikentän vaikutuksesta, kun se pyyhkäisi ohi.
Schnerrin tiimi yritti vahvistaa todisteita magneettikentistä havaitsemalla näiden tähtien ei-lämpösäteilyä. Tiimi valitsi viisi tähteä, joiden on osoitettu olevan voimakkaasti vaihtelevia tuulia, joissakin syklisiä vaihteluita, ja käytti Westerbork Synthesis Radio Telescopea Alankomaissa etsimään muita kuin mustakappaleita signaaleja. Radioalue valittiin ennustetun magneettikentän voimakkuuden vuoksi.
Lopulta vain kolme viidestä valitusta kohteesta pystyttiin havaitsemaan valitulla kaukoputkella ja vain yksi niistä, ξ Persei, osoitti todisteita ei-termisestä spektristä. Mutta vaikka tämä vahvistaa tähden magneettikenttiä, se herättää toisen kysymyksen: Mistä relativistiset hiukkaset ovat peräisin? Vaikka O-luokan tähdillä on voimakas tähtituuli, niiden nopeudet ovat hyvin tutkittuja ja reilusti alle tarvittavan nopeuden.
Yksi vihje voisi tulla siitä, että ξ Persei on 'paonnut tähti'. Näillä tähdillä on nopeuksia ja ne syöksyvät tähtienvälisen väliaineen läpi nopeudella 30-200 km/s. Ryhmä ehdottaa, että tämän liikkeen aiheuttama jousishokki voisi johtaa riittävän suuriin nopeuksiin. Onko ξ Perillä on tällainen jousishokki, joka voitaisiin määrittää lisähavainnoilla.
Vaikka tämä tutkimus tarjoaa mielenkiintoisia vihjeitä näiden tähtien magneettikenttien luonteesta, se perustuu silti pieneen otokseen. Tätä tekniikkaa voidaan varmasti laajentaa suurempaan määrään tähtiä tulevaisuudessa, ja se voi auttaa tähtitieteilijöitä rajoittamaan paremmin tähtien toimintamallejaan.