圖書館:星斑

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星斑相當於出現在其他恆星上的太陽黑子。太陽黑子因為很小而難以測量其對光度變化的影響，但觀測到的星斑遠比在太陽上的巨大，可以佔據30%觀測到的恆星表面，這相當於太陽黑子的100倍以上。

發現和測量

要檢測和測量星斑的尺度有幾種方法可以使用。

因為譜線的分裂是塞曼效應造成的，使用塞曼-都卜勒影像技術可以直接檢測和測量恆星的磁場，並且顯示出磁場的大小和方向。

此法必須測量兩條不同的譜線，其中一條對溫度敏感而另一條則不是。因為星斑的溫度比周圍要低，因此對溫度敏感的譜線會改變它的吸收率（深度）。從這兩條譜線的差異就可以測量出星斑的溫度和大小，而溫度的誤差可以精準至10K。

觀察到的星斑溫度比光球低500-2000K，這樣的溫度差足以使星斑與環繞的週圍區域產生高達0.6等的亮度差異。這看起來也聯繫着星斑和光球之間的溫度差，可以由星斑相似的行為顯示出不同型態的恆星（對G-K矮星）。

星斑的生命期與大小相關：

星斑在恆星表面的分佈和橫越，與太陽的情形類似，但仍會因為恆星的不同而有所不同，像是與恆星是不是聯星有關。在其他的恆星上也觀察到與太陽相同形式的活動週期，相當於太陽的11年週期（兩倍）。有些恆星有更長的週期，可能類似於太陽的蒙德極小期。

有些活動週期是失控-突變的週期，似乎暗示著星斑可以從一個半球移動至另一個半球。在太陽上也能看見相同的現象，在南半球和北半球有着3.8年和2.65年的週期。失控-突變現象可以在是聯星或是單星的獵犬座 RS變星上被觀測到，因而在聯星和單星之間延伸出各種不同的週期。

{{cite web |last=Cameron |first=Andrew Collier |publisher=University of St Andrews |title=Mapping starspots and magnetic fields on cool stars |url=http://star-www.st-and.ac.uk/~acc4/coolpages/imaging.html |accessdate=2008-08-28 |archive-date=2019-05-30 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190530090452/http://star-www.st-and.ac.uk/~acc4/coolpages/imaging.html |dead-url=no }} (explains how Doppler imaging works)
{{cite journal |last=Berdyugina |first=Svetlana V. |year=2005 |publisher=Institute of Astronomy ETHZ, Max Planck Society |title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo |url=http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8 |journal=Living Reviews in Solar Physics |volume=2 |issue=8 |accessdate=2008-08-28 |archive-date=2019-12-13 |archive-url=https://web.archive.org/web/20191213080959/http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8 |dead-url=yes }}
K.G.Strassmeier (1997), 「Aktive sterne. Laboratorien der solaren Astrophysik」 {{Wayback|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1997akst.book.....S |date=20120207050447 }}，Springer, ISBN 3-211-83005-7