Проведен анализ запятненности тринадцати классических систем типа RS CVn с орбитальными периодами от 1.9 до 24.4 суток в рамках зональной модели, разработанной Алексеевым и Гершбергом (Алексеев, Гершберг, 1996). Получены характеристики запятненности для 328 наблюдательных эпох как по собственным фотометрическим UBVRI-наблюдениям (IN Com и V711 Tau), так и по всем доступным опубликованным данным на длительных временных интервалах от 8 до 42 лет. Показано, что пятна располагаются как на низких широтах (средние широты поясов запятненности 2°–21°), так и на средних широтах (55°–58°), а максимальное значение верхней границы пояса пятен, равное 81°, отмечено для звезды IL Hya в 1996 году. Большинство звезд демонстрируют дрейф пятен к экватору с одновременным ростом площади запятненности, а три звезды – к полюсу, скорости дрейфа составляют по модулю 0.7°–2.8° год для разных звезд. Такое распределение пятен можно считать грубым аналогом солнечной диаграммы бабочек, как было показано в работе (Лившиц и др., 2003) для звезды LQ Hya и нескольких родственных объектов. Полная площадь запятненности меняется от 7 % до 55 % полной поверхности звезд, и показывает тенденцию роста с уменьшением числа Россби и осевого периода вращения звезды. Температуры пятен холоднее спокойной фотосферы на 600–2100 К. Сравнение полученных зависимостей характеристик запятненности с аналогичными закономерностями, полученными ранее для карликовых звезд типа BY Dra, показало, что средние широты и температуры пятен активных звезд обоих типов увеличиваются к более горячим звездам.