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恒星繞自身的軸轉動稱為恒星的自轉。自轉的速率可以從恒星的光譜測量，或是經由表面明顯的特征運動量測。恒星自轉產生的離心力可以造成赤道隆起，并且恒星赤道和高緯度可以有不同的角速度。恒星的磁場會與恒星風產生交互作用，導致恒星自轉速率逐漸減慢。
介紹
恒星自轉會使光譜吸收線加寬，因此可以根據譜線的寬度測定自轉速度。實際上，測量的結果只是恒星自轉切向速度矢量在視線方向的投影。測定恒星自轉的經典方法是，在簡化的條件下，計算出一套對應于不同自轉速度值的理論譜線輪廓，再和觀測輪廓相比較。自轉還會影響恒星表面亮度分布、脈動和磁場，也會影響恒星光譜分類和致密星的理論質量上限等等。
不同類型的天體具有不同的自轉速度。目前已測定數以千計恒星的自轉速度投影值。下表列出不同光譜型恒星的平均赤道自轉速度，以及每一類中所獲得的最大赤道自轉速度v極大，以及當星體散逸層符合洛希界面(見臨界等位面)時所限定的臨界值v臨界。從表中可見主序星和巨星之間存在著顯著差異。高速自轉只發生在早型星特別是早型發射線星中，不會出現在晚型星、超巨星、造父變星和長周期變星中。
測量
恒星自轉的測量方法包括觀察恒星光譜中吸收譜線的克里斯蒂安·多普勒位移，這些位移會因為恒星表面不同部分朝向或遠離觀測者的運動而導致譜線變寬。測量得到的速度值與自轉軸對觀測者的傾斜角度有關，通常表示為{\displaystyle v_{e}\cdot \sin i}，其中ve是赤道的自轉速度，i是傾斜角度。由于i通常未知，因此得到的是恒星自轉的最低速度。對于巨星，大氣層的微擾流造成的譜線致寬會比自轉的效應大許多，但可以通過重力微透鏡事件來區分這些效應。如果恒星表面有磁場活動，如星斑，也可以通過追蹤這些特征來估計自轉速度。
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