星斑是恒星表面上温度比周围低的区域（相当于其他恒星上的太阳黑子），而温度会影响亮度。大部分的恒星视直径都太小了，难以分辨出个别星斑，只能看到恒星因为星斑而产生的亮度变化。
但是科学家也足够聪明，从亮度随时间变化的曲线，搭配光谱分析，也能建构出星斑在恒星上分布的模型。这种反向重建有一些缺点，因为不是真的对恒星盘面进行分析，有时会重建出虚假的伪影。
现在有研究团队想出了观察星斑的新方法，他们利用光学/近红外干涉法，原理类似阵列式无线电天文台，利用电磁波的干涉现象，建构等效口径相当于阵列基线长度的望远镜，大大突破受口径限制的角分辨力。
团队使用美国高分辨度天文中心（CHARA），由6架口径一米的望远镜，所组成等效口径330米的阵列望远镜，对被认为色球层活跃、光度受星斑影响的仙女座λ进行观测分析，认为与旧有的图像重建模型可以互相匹配。
在同一时间序列上的观测显示两个模型星斑的分布很相似，星斑在恒星盘面上的运动也建构出相同的自转周期。干涉法模型相比图像重建使用到较多的假设，但不会产生虚假的伪影，两个模型融合后的模拟影像能呈现出更真实的恒星盘面，让科学家突破望远镜硬体上的限制，得以研究过去看不到的星斑。
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