В настоящее время основной гипотезой формирования рентгеновского излучения ранних звезд является модель магнитоудерживаемой ударной волны (MCWS), разработанная для магнитных ОВ-звезд. В этой модели потоки вещества звездного ветра, движущиеся вдоль силовых линий магнитного поля звезды, сталкиваются в области магнитного экватора, образуя стоячую ударную волну. За ударной волной образуется горячая разреженная область, излучающая в рентгене. Мы предположили, что из модели должны вытекать три возможных следствия: с увеличением напряженности магнитного поля звезды, скорости потери ее массы и терминальной скорости звездного ветра должна возрастать температура разреженной области за ударной волной, а вместе с ней и жесткость рентгеновского спектра звезд. Для проверки этих возможных следствий были проанализированы рентгеновские наблюдения 34 О- и 24 В-звезд, выполненные на спутнике \"XMM-Newton\". Результат нашего исследования показал, что следствия из модели MCWS выполняются только для отдельных групп звезд в зависимости от их спектрального класса и кратности. Жесткость рентгеновского спектра напрямую не зависит от температуры разреженной плазмы за ударной волной. Также показано, что линии в рентгеновском спектре формируются вблизи поверхности звезды в среде с преобладанием сгущений (неоднородностей) в звездном ветре, имеющих форму плоских блиноподобных структур.