Sono state intraprese delle campagne osservative per studiare l'origine dell'emissione X nelle stelle di tipo spettrale B tardo e A. La rivelazione in raggi X di queste stelle è fino ad ora uno dei problemi insoluti dell'astrofisica stellare in raggi X perchè nessuna delle teorie esistenti riesce a spiegarne l'esistenza: mentre l'emissione X da stelle più massicce è dovuta alla presenza di instabilità nel vento, nelle stelle meno massicce l'emissione è il risultato di un processo di dinamo. Le stelle di massa intermedia non hanno venti abbastanza intensi da produrre emissione X e d'altra parte non hanno regioni di convezione, necessarie per innescare il processo di dinamo. Il problema riguarda in principio stelle di massa intermedia in diversi stati evolutivi, sia sulla pre-sequenza principale, cioè le cosidette stelle Herbig Ae/Be (HAeBe), sia sulla sequenza principale.
Spesso, in mancanza di altri possibili meccanismi, l'emissione X delle stelle B tardo e A viene attribuita alla presenza di stelle compagne meno massicce. In effetti, per un certo numero di stelle B tardo e A tali compagne sono state identificate nella banda infrarossa con l'ottica adattiva. Una gran parte di queste binarie dimostrano separazioni risolvibili in raggi X con Chandra, e perciò sono state oggetto di una campagna osservativa. I risultati dimostrano che in generale le compagne poco massicce sono sorgenti di raggi X come ci se lo aspetta da stelle attive sulla pre-sequenza. Tali stelle giovani possono essere compagne fisiche di stelle B tardo e A sulla sequenza principale, perchè, dovuto alla loro massa minore, si evolvono più lentamente. È in corso un progetto di spettroscopia infrarossa per studiare la natura di quelle compagne (Hubrig et al., MNRAS, in prep.).
Tornando al problema dell'emissione X di stelle di massa intermedia, quattro delle undici stelle primarie del campione di stelle B tardo e A sulla sequenza principale non emettono raggi X. Nei rimanenti sette casi (più di sessanta percento del campione) sia la stella massiccia che la compagna contribuiscono all'emissione osservata (Stelzer et al. 2003, A&A 407, 1067; Stelzer et al., 2006, A&A 452, 1001). In maniera simile, in più della metà delle stelle HAeBe rilevate con Chandra l'emissione X può essere attribuita a compagne fredde (Stelzer et al. 2006, A&A 457, 233).
Oltre agli studi dedicati a Chandra, XMM-Newton ha osservato un intenso brillamento dalla stella HerbigAe V892Tau (Giardino et al. 2004, A&A 413, 669). La stella ha una compagna di bassa massa che non è risolta da XMM-Newton, ma il confronto dei dati di XMM-Newton con quelli di Chandra indicano che essa non è l'origine del brillamento. L`evento è quindi dovuto alla stella HAeBe o ad una compagna spettroscopica, che è irrisolvibile sia con XMM-Newton e sia con Chandra.
Siccome questi risultati lasciano in parte insoluto il problema dell'origine dell'emissione X dalle stelle B, si sta cercando di allargare il campione delle stelle osservate, sia con nuove osservazioni Chandra, che con osservazioni infrarossa in ottica adattiva per cercare nuove compagne di piccola massa.