Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich [[Sternfleck]]en ähnlich den [[Sonnenfleck]]en. Die Sternflecken sind ein Bereich niedriger Temperatur, weil durch die [[Magnetfeldlinien]] der Energietransport vom Sterninneren in die Photosphäre behindert wird. Werden die Sternflecken [[fotometrisch]] nachgewiesen, so werden die Sterne auch der Klasse der [[BY-Draconis-Stern]]e zugerechnet. Die Sternflecken und die Flares sind zwei Eigenschaften magnetisch aktiver Sterne, die sich nicht in ihren physikalischen Eigenschaften unterscheiden.<ref>{{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>. Die magnetische Aktivität ist eine Folge des [[Konvektion (Wärmeübertragung)|konvektiven Energietransports]] in den äußeren Atmosphärenschichten in Kombination mit einer [[Differentielle Rotation|differentiellen Rotation]]. Dies führt zu einer Bewegung des ionisierten[[ionisiert]]en Plasmas und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Die konstante RöntgenleuchtkraftRöntgen[[leuchtkraft]] beträgt 10<sup>18,5…22,5</sup> [[Watt (Einheit)|Watt]] und ist wahrscheinlich das Ergebnis einer großen Anzahl von Nanoflares.<ref>{{Literatur |Autor=I. Crespo-Chacon, G. Micela, F. Reale, M. Caramazza, J. Lopez-Santiago, and I. Pillitteri |Titel=X-ray flares on the UV Ceti-type star CC Eridani: a “peculiar” time-evolution of spectral parameters |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2007 |arXiv=0706.3552v1}}</ref>.
Aus photometrischen Beobachtungen der Sternflecken kann die [[Rotationsperiode]] abgeleitet werden, die meist imbei Bereicheinigen einiger TageTagen liegt. Ein Vergleich mit der Verteilung der Flares zeigt, dass es entgegen einfachen Modellen nicht eine große aktive Region auf den UV-Ceti-Sternen zu geben scheint., Diesondern dass die Flares sind gleichmäßig verteilt undsind. daherDaher dürften auf den Flaresternen mehrere kleinere aktive Regionen mit entsprechenden Sternflecken existieren, in denen auch die magnetischen Kurzschlüsse auftreten, diewelche die Ursache der Flares sind.<ref>{{Literatur |Autor=Nicholas M. Hunt-Walker, Eric J. Hilton, Adam F. Kowalski |Titel=MOST observations of the Flare Star AD Leo |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.5019}}</ref>.
