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Cette illustration montre l'apparence oblique de l'étoile Achernar causé par sa rotation rapide.

La rotation stellaire est un mouvement angulaire d’une étoile autour de son axe. La vitesse de rotation peut être mesurée par le spectre de l’étoile ou en chronomètrant différentes caractéristiques en action à la surface de l’étoile. La rotation d’une étoile produit un renflement équatorial dû à la force centrifuge. Comme les étoiles ne sont pas des corps solides, elles peuvent également subir une rotation différentielle. Ainsi, l’équateur de l’étoile peut tourner avec une vitesse angulaire différente de celle des plus hautes latitudes. Ces différences des degrés de rotations des parties d’une étoile peut avoir un rôle signifiant dans la génération d’un champ magnétique.

Le champ magnétique d’une étoile interagit avec le vent stellaire. Comme le vent s’éloigne de l’étoile, son taux de vitesse ralentie. Le champ magnétique d’une étoile interagit avec le vent, lequel applique un ralentissement à la rotation stellaire. De ce fait, le moment angulaire est transféré de l’étoile au vent et, au fil du temps et graduellement, ceci ralentit la vitesse de rotation de l’étoile.

Mesures

Lorsqu’une étoile est observée à partir de la direction de ses pôles, les sections de la surface possèdent quelques quantités de mouvements qui s’approchent ou s’éloignent de l’observateur. La composante des mouvements qui vont en direction de l’observateur est appelé la vitesse radiale. Pour la portion de la surface avec une vitesse radiale, la radiation est décalée vers une fréquence plus haute qui s’explique avec l’effet Doppler. De même, la région qui a un mouvement de composante s’éloignant de l’observateur est décalée avec une fréquence plus basse. Quand les raies d’absorption d’une étoile sont observées, le décalage de chaque extrémité du spectre cause un élargissement de celui-ci. . Cependant, cet élargissement doit être séparé des autres effets qui élargissent le spectre.

Cette étoile avec une inclinaison "i" prise à partir de la ligne de visée d'un observateur de la Terre et sa vitesse de rotation v_e à l'équateur.

La composante de la vitesse radiale observée à travers l’élargissement du spectre dépend de l’inclinaisont des pôles de l’étoile. La valeur dérivée est donné comme $v_{e}\cdot \sin i$, où v_e est la vitesse rotationnelle à l’équateur et I est l’inclinaison. Cependant, i n’est pas toujours connu alors le résultat donne une valeur minimum de la vitesse rotationnelle de l’étoile en question. Alors si i n’est pas un angle droit, la vitesse réelle est plus grande que $v_{e}\cdot \sin i$. et ceci est parfois donné comme la vitesse rotationnelle projeté2.

Pour les étoiles géantes, la microturbulence atmosphérique peut entraîner l’élargissement des raies, qui est beaucoup plus importante que les effets de la rotation et qui bloque le signal.(???) Cependant, une autre approche peut s’employer en utilisant des événement de microlentilles gravitationnelles. Elles se produisent lorsqu’un objet massif passe en avant d’une étoile et amplifie brièvement l’image. Les informations recueillis qui sont plus détaillées permet d’avoir des effets de microturbulences qui se distinguent de la rotation.

Si une étoile affiche une activité magnétique à sa surface par des tâches stellaires, elles peuvent permettre d'estimer le taux de rotation. Cependant, certaines caractéristiques peuvent se former à d'autres endroits que l'équateur et peuvent migrer à travers les latitudes pendant leur durée de vie. Donc, la rotation différentiel d'une étoile peut produre des mesures qui varient. L'activité magnétique stellaire est souvent associé avec une rotation rapide, donc la technique peut être utilisé pour la mesure de ces étoiles. Des observation de tâches stellaires a montré que ces caractéristiquse peuvent faire varier la vitesse de rotation d'une étoile , comme les champs magnétiques modifient la circulation des gaz sur les étoiles.

Effets physiques

Renflement équatorial

La gravité tend à former les objets célestes en une sphère parfaite, la forme où toute la masse est le plus près du centre possible. Toutefois, une étoile rotative n’est pas de forme sphérique, elle ressemble plutôt à un renflement équatorial. Lorsque un disque rotatif de proto-étoile se contracte pour former une étoile, sa forme devient de plus en plus sphérique. Cependant, la contraction ne s’effectue pas jusqu’à une sphère parfaite. Aux pôles, la gravité agit pour augmenter la contraction, mais à l’équateur l’effet de la gravité est diminué par la force centrifuge. La forme finale de l’étoile après son processus de formation est en équilibre, c’est-à-dire que l’effet de la gravité à l’équateur diminuée de peut pas pousser davantage de manière à obtenir une forme plus sphérique. La rotation occasionne également une augmentation du noircissement gravitationnel à l’équateur, tel que décrit par le théorème de von Zeipel. Un exemple extrême d’un renflement équatorial peut être retrouvé sur l’étoile Regulus A (α Leonis A). La vitesse de rotation à l’équateur de cette étoile est de 317 ± 3 km/s. Cela correspond à une période de rotation de 15,9 heures, ce qui correspond à 86% de la vitesse à laquelle une étoile serait détruit. Le rayon équatorial de cette étoile est 32% plus large que son rayon polaire. Other rapidly rotating stars include Alpha Arae, Pleione, Vega and Achernar.

D’autres exemples d’étoiles possédant une grande vitesse de rotation sont Alpha Arae, Pleione, Vega et Achernar. La vitesse de destruction d’une étoile est une expression qui est utilisée dans l’éventualité où la force centrifuge à l’équateur serait égale à la force gravitationnelle. Pour qu’une étoile soit stable, la vitesse de rotation doit être inférieure à cette valeur.

Rotation différentielle

La surface de rotation différentielle est observée sur les étoiles comme le Soleil quand la vitesse angulaire varie avec la latitude. Normalement, la vitesse angulaire diminue avec l'augmentation de la latitude. Par contre, l'inverse est aussi observé, comme sur l'étoile nommé « HD 31993 » The first such star, other than the Sun, to have its differential rotation mapped in detail is AB Doradus.

La première étoile, autre que le Soleil, qui a une rotation différentielle cartographié en détail est « AB Doradus ». Le mécanisme sous-jacent qui cause la rotation différentielle est le convection de la turbulence à l'intérieur de l'étoile. Le mouvement de convection transporte de l'énergie vers la surface à travers le mouvement de masse du plasma. Cette masse de plasma contient une portion de la vitesse angulaire de l'étoile. Quand la turbulence se fait par rotation et cisaillement, le moment angulaire peut se redistribuer à différentes latitudes àparr le flux méridional.

Les interfaces entre les régioms avec des différences marquées dans la rotation sont considérées des sites efficaces pour le processus de dynamo qui génèrent le champ magnétique stellaire. Il y a aussi une complexe interaction entre une distribution de la rotation d'une étoile et un champ magnétique, avec la convertion de l'énergie magnétique en énergie cinétique qui modifie la distribution de la vitesse.

Rotation de freinage

Les étoiles sont supposés se former par le résultat d'un effondrement de nuage de gaz et de poussières à basse température. Comme le nuage s'effondre, le moment de conservation angulaire cause une petite rotation du nuage net qui augmente, en forçant la matière dans un disque rotatoire. Au centre dense du disque, une proto-étoile se forme et gagne de la chaleur à partir de l'énergie gravitationnelle de la chute. Puisque la chute continue, la taux de rotation peut augmenter au point où la proto-étoile peut se briser dû à la force centrifuge exercé sur l'équateur. Ainsi, le taux de rotation doit être ralentie durant le premier 100 000 ans pour éviter ce scénario. Une possible explication de cette brisure est l'interaction du champ magnétique de la proto-étoile avec le vent stellaire du freinage magnétique. Le vent qui s'agrandit emporte le moment angulaire et ralentie le taux de rotation de l'effondrement de la proto-étoile.

Moyenne
de vitesse
de rotation

Classe stellaire	ve (km/s)
O5	190
B0	200
B5	210
A0	190
A5	160
F0	95
F5	25
G0	12

La plupart des sequences principales des étoiles qui tournent rapidement ont un spectre d'une classe entre O5 et F5. Pour les étoiles de ce niveau, les mesures de vitesse de rotation augmente avec la masse. Cette augmentation en rotations possède un pic chez les jeunes étoiles, soient les étoiles massives de classe B. Comme la durée de la vie d'une étoile diminue avec l'augmentation de sa masse, ceci peut s'explique comme un baisse de la vitesse de rotation avec l'âge. Pour les étoiles de la séquence principale(?), la baisse de la rotation peut être déduit par une relation mathématique:$\Omega _{e}\propto t^{-{\frac {1}{2}}}$, où $\Omega _{e}$ est la vitesse angulaire à l'équateur et t est l'âge de l'étoile. This relation is named Skumanich's law after Andrew P. Skumanich who discovered it in 1972. Gyrochronology is the determination of a star's age based on the rotation rate, calibrated using the Sun.

Cette relation s'appelle la loi de Skumanich qui a été découverte par Andrew P. Skumanich qui  en 1972. La gyrochronologie est la détermination de l'âge d'une étoile en fonction du taux de rotation, calibré par celle du Soleil. 

Les étoiles perdent lentement de la masse par l'émission du vent stellaire par la photosphère. Le champ magnetique des étoiles exerce un (torque ??) sur la matière éjecté ce qui donne un transfert constant du moment angulaire loin de l'étoile. Les étoiles avec un taux de rotation plus élevé que 15km/s ont aussi une perte de masse rapide and logiquement, un rythme plus rapide de déclin. Ainsi, comme la rotation de l'étoile est ralentie à cause du freinage, il y a une baisse du taux de perte de moment angulaire. Sous ces conditions, les étoiles se rapprochent graduellement, mais n'atteignent jamais une rotation de 0.

Système binaire rapproché

Un système binaire rapproché survient lorsque deux étoiles sont en orbite l’une avec l’autre avec une séparation moyenne qui est du même ordre de magnitude que leur diamètre. À ces distances, des interactions plus complexes peuvent survenir, comme des effets de marée, des transferts de matière et même des collisions. Les interactions de marée dans un système binaire rapproché peuvent résulter en une modification des paramètres orbitaux et rotationnels. Le moment angulaire total du système est conserve, mais il peut être transféré entre les périodes orbitales et les vitesses de rotation.

Chaque membre d’un système binaire rapproché augmente le niveau des marées sur l’étoile voisine à travers des interactions gravitationnelles. Cependant, les renflements peuvent être faiblement mal alignés en respectant la direction de l’attraction gravitationnelle. De plus, la force gravitationnelle produit une composante de torsion sur le renflement résultant du transfère du moment angulaire. Ceci implique que le système est en constante évolution, même si il peut tender vers un certain équilibre. L’effet peut être plus complexe dans le cas où l’axe de rotation n’est pas perpendiculaire au plan de l’orbite.

Pour les systèmes binaires où les étoiles sont en contact ou à moitiés détachées, le transfère de masse entre les deux corps peut également résulter en un transfert significatif de moment angulaire. Le compagnon en accrétion peut accentuer sa vitesse de rotation jusqu’à ce qu’il atteigne la vitesse de rotation critique et commence ainsi à perdre de la masse le long de son équateur.