星斑

星斑相当于出现在其他恒星上的太阳黑子。太阳黑子因为很小而难以测量其对光度变化的影响，但观测到的星斑远比在太阳上的巨大，可以占据30%观测到的恒星表面，这相当于太阳黑子的100倍以上。

要检测和测量星斑的尺度有几种方法可以使用。

因为谱线的分裂是塞曼效应造成的，使用塞曼-都卜勒影像技术可以直接检测和测量恒星的磁场，并且显示出磁场的大小和方向。

此法必须测量两条不同的谱线，其中一条对温度敏感而另一条则不是。因为星斑的温度比周围要低，因此对温度敏感的谱线会改变它的吸收率（深度）。从这两条谱线的差异就可以测量出星斑的温度和大小，而温度的误差可以精准至10K。

观察到的星斑温度比光球低500-2000K，这样的温度差足以使星斑与环绕的周围区域产生高达0.6等的亮度差异。这看起来也联系著星斑和光球之间的温度差，可以由星斑相似的行为显示出不同型态的恒星（对G-K矮星）。

星斑的生命期与大小相关：

星斑在恒星表面的分布和横越，与太阳的情形类似，但仍会因为恒星的不同而有所不同，像是与恒星是不是联星有关。在其他的恒星上也观察到与太阳相同形式的活动周期，相当于太阳的11年周期（两倍）。有些恒星有更长的周期，可能类似于太阳的蒙德极小期。

有些活动周期是失控-突变的周期，似乎暗示著星斑可以从一个半球移动至另一个半球。在太阳上也能看见相同的现象，在南半球和北半球有著3.8年和2.65年的周期。失控-突变现象可以在是联星或是单星的猎犬座 RS变星上被观测到，因而在联星和单星之间延伸出各种不同的周期。

Cameron, Andrew Collier. Mapping starspots and magnetic fields on cool stars. University of St Andrews. [2008-08-28]. （原始内容存档于2019-05-30）. (explains how Doppler imaging works)
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发现和测量