恒星自转

恒星自转是恒星绕其轴的角运动。 自转速率可以通过恒星的光谱测量，或者通过计时表面活动特征的运动来测量。

由于离心力，恒星的自转会产生赤道隆起。 由于恒星不是固体，它们也可以进行差速旋转。 因此，恒星的赤道可以以与高纬度不同的角速度旋转。 恒星内部自转速率的这些差异可能对恒星磁场的产生具有重要作用。

恒星的磁场与恒星风相互作用。 当风远离恒星时，它的角速度会减慢。 恒星的磁场与风相互作用，风对恒星的旋转施加阻力。 结果，角动量从恒星转移到风中，随着时间的推移，这逐渐减慢了恒星的自转速度。

除非从极点方向观察恒星，否则表面的部分会有一定程度的朝向或远离观察者的运动。 沿观察者方向的运动分量称为径向速度。 对于具有朝向观察者的径向速度分量的表面部分，由于多普勒频移，辐射被移动到更高的频率。 同样，具有远离观察者的分量的区域被移动到较低频率。 当观察恒星的吸收线时，光谱两端的这种移动会导致吸收线变宽。 但是，必须将这种加宽与可能增加线宽的其他影响仔细区分开来。

通过线展宽观察到的视向速度分量取决于星极与视线的倾角。 推导出的值是 v e ⋅ sin ⁡ i {displaystyle v_{mathrm {e} }cdot sin i} ，其中 v e {displaystyle v_{mathrm {e} }} 是 赤道处的旋转速度和 i {displaystyle i} 是倾角。 然而，i {displaystyle i} 并不总是已知的，因此结果给出了恒星自转速度的最小值。 也就是说，如果 i {displaystyle i} 不是直角，则实际速度大于 v e ⋅ sin ⁡ i {displaystyle v_{mathrm {e} }cdot sin i} . 这有时被称为预计旋转速度。 在快速旋转的恒星中，极化法提供了一种恢复实际速度而不仅仅是旋转速度的方法； 迄今为止，该技术仅应用于 Regulus。

对于巨星，大气微湍流会导致谱线变宽，其幅度远大于旋转效应，从而有效地淹没信号。 然而，可以采用另一种方法，利用引力微透镜事件。 当一个大质量物体经过更远的恒星前面并像透镜一样发挥作用，短暂地放大图像时，就会发生这种情况。 通过这种方式收集的更详细的信息可以将微湍流的影响与旋转区分开来。

如果一颗恒星显示出诸如星斑之类的磁性表面活动，则可以跟踪这些特征来估计自转速率。 然而，这些特征可以在赤道以外的地方形成，并且可以在其生命周期中跨越纬度迁移，因此恒星的差异旋转可以产生不同的测量结果。 恒星磁场活动通常与快速旋转有关，因此这种技术可用于测量此类恒星。 对星斑的观察表明，这些特征实际上可以改变恒星的旋转速度，因为磁场会改变恒星中的气体流动。

重力倾向于将天体收缩成一个完美的球体，所有质量都尽可能靠近重心的形状。 但是旋转的恒星不是球形的，它有一个赤道凸起。

当一个旋转的原恒星盘收缩形成一颗恒星时，它的形状变得越来越球形，但收缩并没有一直进行到一个完美的球体。

在两极，所有重力都会增加收缩，但在赤道，有效重力会因离心力而减弱。 恒星形成后恒星的最终形状是平衡形状，从某种意义上说，赤道区域的有效引力（正在减弱）不能将恒星拉成更接近球形的形状。 如 von Zeipel 定理所述，自转还会导致赤道处的重力变暗。

在恒星 Regulus A (α Leonis A) 上发现了赤道凸起的一个极端例子。 这颗恒星的赤道测得自转速度为 317 ± 3 km/s。 这对应于 15.9 小时的自转周期，这是恒星分裂速度的 86%。 这颗恒星的赤道半径比恒星的赤道半径大 32%。