Rotation stellaire

vignette|280px|Cette illustration montre le renflement équatorial de l'étoile Achernar causé par sa rotation rapide. La rotation stellaire désigne la rotation d’une étoile autour de son axe. La vitesse de rotation peut être mesurée par le spectre de l’étoile ou en chronométrant différentes caractéristiques visibles à sa surface. Puisque les étoiles ne sont pas des corps solides, elles sont sujettes à la rotation différentielle. Ainsi, l’équateur de l’étoile peut tourner avec une vitesse angulaire différente de celle des plus hautes latitudes, ce qui peut produire un par effet centrifuge. À partir d'une certaine vitesse de rotation, appelée « vitesse de destruction », l'effet centrifuge à l’équateur est égal à la force gravitationnelle. Pour que l'étoile soit stable, la vitesse de rotation doit être inférieure à cette vitesse. Les différences de vitesse angulaire des parties d’une étoile peuvent également avoir un rôle significatif dans la génération d’un champ magnétique. Ce dernier interagit avec le vent stellaire et amène l'étoile à transférer son moment angulaire, ce qui mène graduellement au ralentissement de sa rotation. La rotation stellaire est un élément fondamental de la gyrochronologie, qui est la détermination de l'âge d'une étoile en fonction de sa rotation. Elle occasionne également un obscurcissement à l’équateur, qui est décrit par le théorème de von Zeipel. La gravité tend à former les objets célestes en une sphère parfaite où la masse est répartie le plus près possible du centre. Toutefois, une étoile en rotation n’est pas de forme sphérique, elle possède un renflement équatorial. vignette|La rotation stellaire de Régulus A est très rapide. Un exemple extrême de renflement équatorial peut être retrouvé sur l’étoile Régulus A. La vitesse de rotation à l’équateur de cette étoile est de , soit une période de rotation de 15,9 heures. Cette vitesse correspond à 86 % de la vitesse de destruction et amène le rayon équatorial de cette étoile à dépasser le rayon polaire de 32 %.