Зоряна пляма — регіон на поверхні зорі з нижчою температурою, ніж більша частина фотосфери. Зоряні плями спостерігають в магнітно активних зорях. Вони є результатом пригнічення переносу енергії з надр зорі через магнітні поля. Зоряні плями за властивостями схожі на сонячні плями на Сонці, але на зорях їхня протяжність буває значно більшою і в окремих випадках може сягати кількох десятих площі поверхні зорі. Зоряні плями можна безпосередньо виявити за допомогою таких інструментів, як масив CHARA.
Магнітно активні зорі із зоряними плямами Зоряні плями є лише однією формою магнітної активності. Окрім плям, активні зорі, подібно до Сонця, факели, спалахи в радіо-, ультрафіолетовому та рентгенівському діапазонах, а також мають потужні хромосфери й корони. До магнітно активних зір належать: Червоні карлики із масами від 0,08 до 0,5 сонячної маси та температурами поверхні 2500–4000 К. Вони становлять понад 75 % усіх зір Галактики і в молодому віці є магнітно активними. Якщо на червоних карликах виявляють зоряні плями, їх відносять до класу зір типу BY Дракона. У разі виявлення спалахів — короткочасних вибухів тривалістю від хвилин до годин — такі зорі класифікують як зорі типу UV Кита. Такий поділ має історичний характер, оскільки спостереження показали, що всі зорі типу BY Дракона також демонструють спалахи, а на зорях типу UV Кита можна виявити зоряні плями. Зоряні плями зазвичай спричиняють синусоїдальну модуляцію кривої блиску червоного карлика з амплітудою близько 0,1m. Сонцеподібні зорі. Спочатку їхню активність виявляли лише опосередковано, наприклад через змінність еквівалентної ширини емісійних ліній Ca II. Згодом зафіксували незначні зміни блиску (на рівні кількох відсотків), спричинені обертанням зоряних плям через видиму півсферу, для всіх зір головної послідовності зі спектральним класом пізнішим за F7. Фазовий зсув у кореляції між H і K лініями Ca II і змінами блиску свідчить, що, як і на Сонці, на цих зорях існують активні регіони, які містять не лише плями, а й яскраві області — факели та факульні поля. З віком активність сонцеподібних зір значно зменшується. Це зменшення корелює зі швидкістю обертання, яка спадає через втрату кутового моменту із зоряним вітром. Зорі типу T Тельця — це молоді зорі головної послідовності зі спектральними класами G — M і нерегулярними змінами блиску, які спричиняє змінна акреція з навколозоряного диска. Через акрецію ці зорі набувають високих швидкостей обертання, тому на них, імовірно, утворюються сильні глобальні магнітні поля. Магнітні поля керують акрецією та зумовлюють циклічні зміни блиску з амплітудами до 0,5m, які, зокрема, викликають великі холодні зоряні плями або їхні групи. Зорі типу RS Гончих Псів — це розділені подвійні системи з модуляцією кривої блиску через зоряні плями. Масивніша компонента є гігантом або субгігантом спектрального класу від F до K, а орбітальний період системи становить від одного дня до кількох тижнів. Амплітуда змін блиску через плями сягає 0,6m, що інтерпретують як покриття плямами до 50 % поверхні зорі. Зорі типу FK Волосся Вероніки — це невелика група швидко обертових гігантів зі швидкостями 50–150 км/с. Їхній спектральний клас — від F до K, і всі такі зорі демонструють ознаки активності: спалахи, зоряні плями та емісійні лінії з активних областей. Вони відрізняються від зір типу RS Гончих Псів відсутністю (або дуже слабким внеском) компаньйона. Амплітуда змін блиску протягом одного періоду обертання не перевищує 0,3m. Зорі типу W Великої Ведмедиці — це контактні системи з двох сонцеподібних зір, які обмінюються речовиною та енергією через спільну оболонку. Їхній орбітальний період становить 3–22 години, а температури поверхонь обох компонентів подібні. Моделювання кривих блиску таких систем потребує наявності холодних або гарячих ділянок. Реконструкції поверхонь цих подвійних зір методом доплерівського картування завжди виявляють зоряні плями на обох компонентах, причому масивніша компонента зазвичай активніша. Такий розподіл плям призводить до ефекту О'Коннелла та W-феномена. Ефект О'Коннелла полягає у різній яскравості первинного й вторинного максимумів. W-феномен також пов'язаний із сильнішою концентрацією плям на первинній компоненті, через що мінімум при покритті меншого вторинного компонента глибший, ніж при покритті більшого первинного. У коричневих карликів зоряні плями поки що виявляють лише непрямими способами. Оскільки в плямах температура нижча, ніж на незбуреній поверхні, вони випромінюють менше енергії. Тому зоря або коричневий карлик має розширитися, щоб за рахунок більшої площі поверхні випромінити енергію, що генерується в надрах, і зберегти гідростатичну рівновагу. Ця гіпотеза пояснює, наприклад, чому масивніша компонента системи 2M0535-05 (подвійної системи з двох коричневих карликів) є холоднішою та має більший радіус, ніж менш масивний компаньйон. Взаємодіючі подвійні системи типу Алголя складаються з гарячої масивної зорі головної послідовності спектрального класу від B до F і холоднішого компаньйона. Компаньйон зазвичай є субгігантом класу G або K, який заповнює свою порожнину Роша і має період обертання, синхронний з орбітальним періодом (кілька днів). Висока швидкість обертання разом із конвективним перенесенням енергії в субгіганті породжує різноманітні прояви магнітної активності, зокрема зоряні плями. Їх зазвичай спостерігають під час первинного мінімуму, коли яскравіша головна компонента закривається субгігантом.
Методи спостереження й реконструкції Фотометричні вимірювання яскравості зір привели до першого відкриття зоряних плям. І нині вони залишаються головним джерелом знань про зоряні плями, оскільки фотометрію можна виконувати навіть за допомогою невеликих телескопів. Щоб за змінами блиску визначити положення, температуру та діаметр зоряних плям, застосовують метод моделювання кривих блиску. Однак навіть із використанням багатокольорової фотометрії для одиночних зір розв'язки залишаються неоднозначними. Кращу роздільну здатність та однозначність реконструкції розподілу плям метод дає лише під час аналізу кривих блиску затемнюваних подвійних зір.
Дослідження зоряних плям за допомогою спектроскопічних методів потребує високої спектральної роздільної здатності та телескопів із діаметром дзеркала в кілька метрів. На основі спектрів застосовують такі методи реконструкції: Метод доплерівського картування відтворює розподіл і розміри зоряних плям за змінами профілів ліній поглинання, спричиненими обертанням плям на поверхні зорі Метод зееманівсько-доплерівського картування ґрунтується на розщепленні спектральних ліній у магнітному полі; ці зміни також модулюються обертанням магнітних структур і пов'язаних із ними зоряних плям на поверхні зорі Молекулярні смуги TiO та VO у спектрах зір зі спектральним класом пізнішим за M свідчать про наявність ділянок із низькою температурою, тобто зоряних плям. Зміни інтенсивності та довжини хвилі цих смуг через ефект Доплера дають змогу аналізувати розподіл і розміри зоряних плям.
Властивості Із амплітуди змін блиску до 0,65m для зорі типу T Тельця V410 Тельця оцінено, що розміри зоряних плям можуть сягати до 40 % видимої півсфери. Різниця температур між зоряними плямами та незбуреною фотосферою зменшується для пізніших спектральних класів. Так, для зір спектрального класу G0 вона перевищує 2000 К, тоді як для спектрального типу M4 становить лише близько 200 K. Очевидної кореляції з класом світності не виявлено, тому природа зоряних плям є подібною як у гігантів, так і в карликів. Можливо, для пізніх спектральних класів частка півтіні відносно тіні у плямі більша, а менша різниця температур є наслідком обмеженої роздільної здатності спостережень.
За поляриметричними вимірюваннями, магнітні поля, що спричиняють зоряні плями, мають магнітну індукцію близько 3000 Гс у тіні та, з більшою невизначеністю, близько 1500 гаусів у півтіні. Так званий фактор заповнення — частка поверхні зорі, вкрита плямами, — імовірно зростає зі зниженням температури.
Тривалість існування зоряних плям, подібно до сонячних, залежить від їхнього розміру: менші плями зникають швидше. Час існування великих плям із фактором заповнення понад 20 % імовірно обмежує диференціальне обертання зорі. Водночас фотометричні спостереження деяких зір до головної послідовності свідчать, що такі структури можуть існувати понад 20 років. Утім, це можуть бути не окремі великі плями, а активні області, що складаються з багатьох менших плям.
Активні ділянки поверхні, особливо у зір типу RS Гончих Псів, можуть спостерігатися протягом кількох років. Вони не прив'язані до фіксованої довготи, а з часом мігрують по поверхні зорі. У зір типу RS Гончих Псів, молодих зір і зір типу FK Волосся Вероніки часто спостерігають дві активні ділянки, розташовані приблизно на відстані 180° одна від одної на поверхні зорі. При цьому навперемінно домінує то одна, то інша ділянка. За міграцією активних ділянок можна визначити диференціальне обертання. Як і на Сонці, період обертання поблизу полюсів зазвичай довший, ніж на екваторі.
Розподіл зоряних плям залишається предметом дискусій, зокрема щодо існування плям поблизу полюсів, що може бути наслідком помилок вимірювань або інтерпретації. На Сонці полярні плями не спостерігаються. Водночас довготривалі спостереження швидко обертових зір вказують, що плями виникають поблизу екватора, а згодом протягом років зміщуються до полюсів.
Цикли активності Магнітну активність Сонця визначають за сонячними плямами у вигляді відносного числа плям або як коефіцієнт покриття (сума площ сонячних плям відносно всієї площі фотосфери). Іншими показниками є , площа факелів (яскравих ділянок) або інтенсивність емісійних ліній кальцію чи магнію. Усі ці індекси демонструють цикли активності із тривалістю 11 або 22 роки.
В інших магнітно активних зір також вимірюють зміну магнітної активності. Для цього застосовують різні методи реконструкції, але найчастіше використовують інтенсивність емісійних ліній кальцію. На відміну від аналога відносного числа плям, для визначення індикатора зоряної активності достатньо отримувати спектр лише раз на кілька періодів обертання.
Дуже молоді зорі зі швидким обертанням виявляють високу магнітну активність, яка радше має хаотичний характер і не демонструє чітко вираженого циклу, як у Сонця. У віці понад один мільярд років магнітно активні зорі зазвичай мають помірні рівні активності та іноді показують циклічні зміни індикаторів упродовж років або десятиліть. Повільно обертові зорі, подібні до Сонця, характеризуються низькою активністю та добре вираженими циклами. Деякі зорі взагалі не демонструють ознак магнітної активності. Питання, чи можна це інтерпретувати як прояви маундерівського мінімуму, залишається дискусійним. Спостереження також показують, що на пізніх стадіях еволюції магнітна активність зір стає дуже слабкою. Це підтверджує тісний зв'язок магнітної активності зорі з її віком. Молоді зорі під час максимуму активності трохи тьмяніють, тоді як старі зорі, подібні до Сонця, навпаки, стають дещо яскравішими. Це свідчить про еволюцію від фотосфери з основним впливом плям до більшого впливу факелів у міру старіння активних зір, що пов'язано зі зменшенням магнітної активності внаслідок втрати кутового моменту.
Фліп-флоп-ефект