Mají všechny hvězdy magnetické pole, nebo existují i výjimky? Rozhoduje jejich stavba, rotace i stáří

V současnosti se zdá, že téměř všechny hvězdy mají svá magnetická pole, ale jejich povaha, síla a stabilita se dramaticky liší v závislosti na typu stálice, její struktuře a vývojovém stadiu. Pokud u nějaké hvězdy nedokážeme takové pole pozorovat, spatřujeme příčinu především v tom, že se jeho hodnota pohybuje pod detekčním limitem pro daný objekt.

Za výrazně magnetické na hlavní posloupnosti považujeme hvězdy slunečního typu, s mohutnými podpovrchovými konvektivními zónami. Uvedené stálice mají „dynamo“: Elektrické proudy a rotace v konvektivní zóně generují proměnné magnetické pole, často cyklické. U Slunce se projevy dynama opakují zhruba v 11letém cyklu a typicky k nim patří skvrny, erupce a protuberance. Zdá se přitom, že čím rychleji hvězdy slunečního typu rotují anebo čím hlubší mají konvektivní zónu, tím silnější pole u nich sledujeme. 

Naproti tomu rané spektrální typy bez podpovrchové konvektivní zóny zřejmě nedokážou vlastním dynamem magnetické pole generovat. Přesto u nich magnetismus pozorujeme, nicméně jeho původ tkví nejspíš v matečné mlhovině hvězdy. Jde tedy o fosilní pozůstatky, jež mají nejčastěji dipólový charakter.

Magnetismus pak zaznamenáváme rovněž u stálic mimo hlavní posloupnost: Rudí obři mají opět rozsáhlou konvektivní zónu, zatímco bílí trpaslíci či neutronové hvězdy nesou zesílené relikty magnetických polí svých mateřských stálic.