Sluneční aktivita je způsobena magnetickým polem, které vzniká v konvektivní zóně. U ostatních hvězd můžeme pozorovat jejich aktivitu.
U hvězd podobných Slunci (spektrální třída G) a u hvězd s mohutnou konvektivní zónou (spektrální typ K a M) se předpokládá možnost výskytu hvězdné aktivity. Přímá pozorování disků hvězd nelze pro malé úhlové rozměry uskutečnit. Využívá se proto poznatků z pozorování Slunce. Ze spektroskopických pozorování známe spektra jednotlivých projevů sluneční aktivity. Magnetická pole v chromosféře se projevují emisí v čarách H a K ionizovaného vápníku. Aktivní oblasti a erupce se projevují emisí v čarách vodíku. Koróna je pozorovatelná v rentgenovém a gama záření.
Hvězdná aktivita
První pozorování provedená v šedesátých letech minulého století prokázala přítomnost magnetického pole u hvězd spektrálního typu F až M, u některých hvězd i periodickou změnu intenzity magnetického pole.
V roce 1982 byla provedena pro analýzu světla metoda dopplerovské tomografie. Tato metoda využívá změnu vlnové délky spektrální čáry vlivem změny směru a rychlosti pozorovaného objektu vůči pozorovateli. Pokud se na povrchu hvězdy vyskytne skvrna, na spektrální čáře se objeví deformace, ze které lze vypočítat a určit tvar, polohu, teplotu a velikost skvrny.
Dopplerovská tomografie
Základní principy dopplerovské tomografie:
- spektrální čára rozšířená rotací hvězdy
- na východním okraji se objevuje ve fotosféře hvězdná skvrna
- skvrna v profilu čáry způsobuje deformací
- s pohybem skvrny po viditelné polokouli, způsobeným rotací hvězdy, se posunuje i deformace v profilu spektrální čáry
Dopplerovskou tomografiií byly detekovány např. hvězdné skvrny hvězdy V711 Tau, diferenciální rotace hvězdy AB Dor, velmi silné erupce hvězdy MT Tau a koróna u dvojhvězdy YY Gem. U některých hvězd byly pozorovány i hvězdné cykly o délce 2,6 let.