Враще́ние звёзд, вращательное движение звёзд вокруг оси.

Впервые обнаружено Г. Галилеем в начале 17 в. при изучении Солнца. Перемещение солнечных пятен указывает, что фотосфера Солнца вращается с периодом около 27 сут и линейной скоростью около 2 км/с. Скорости вращения пятен на разных гелиографических широтах исследовал спектроскопически А. А. Белопольский (конец 19 – начало 20 вв.). Вращение других звёзд обнаружено в 1-й четверти 20 в. при анализе лучевых скоростей затменных переменных звёзд. Лучевые скорости, наблюдаемые в моменты начала и конца затмения, отличаются от вычисленных заранее, что указывает на разные лучевые скорости противоположных участков затмеваемого диска вращающейся звезды. В спектрах горячих звёзд одинаковой температуры и светимости одни и те же линии имеют различную ширину, что также свидетельствует о различии скоростей осевого вращения. Уширение линий, избыточное относительно уширения за счёт эффектов температуры, давления и турбулентности, указывает на относительные смещения профилей линий излучения, приходящего от различных участков полусферы вращающейся звезды.

Из наблюдений спектра звезды получают величину $v\!\cdot\!\sin{i}$ (где $v\ -$ скорость вращения на экваторе, $i\ -$ угол наклона оси вращения к лучу зрения). Максимального значения (до 500 км/с) величина $v$ достигает у звёзд спектральных классов O, B, A и ранних F. Под действием центробежной силы звезда сплющивается вдоль оси вращения; температура её околополярных областей повышается, поэтому вклад от них в поток излучения быстровращающейся звезды выше, чем от её экваториальных областей. Из-за увеличения коэффициента непрерывного поглощения это различие нарастает по мере продвижения в коротковолновую область спектра. Измерения профилей линий в ультрафиолетовом диапазоне показывают значительно меньшие значения величины $v\!\cdot\!\sin{i},$ чем у этой же звезды в оптическом диапазоне. Этот эффект позволяет оценить наклон оси вращения к лучу зрения.

Если скорость вращения на экваторе близка к первой космической, то звезда теряет вещество, образуется околозвёздная оболочка, обнаруживаемая как по форме спектральных линий, так и по поляризации излучения. Эволюционное увеличение радиуса звезды, происходящее при смене типа ядерных реакций, приводит к замедлению её вращения.

Периоды осевого вращения звезды с неоднородной (пятнистой) поверхностью определяют из наблюдений переменности блеска звёзд. Многократные измерения эффективного магнитного поля звезды, выполненные по величине зеемановского расщепления уровней энергии атомов, также позволяют определить период вращения звезды. Активные области на поверхности медленно вращающейся звезды солнечного типа вызывают периодические вариации излучения в ядрах резонансных линий ионизованного кальция. Для теории строения звёзд важно знать, как изменяется скорость вращения с широтой и вдоль радиуса звезды. Угловая скорость вращения поверхности Солнца возрастает от полярных областей к экватору на 20 % (дифференциальное вращение). Получены данные о дифференциальном вращении поверхностей некоторых близких красных гигантов. Гипотезы возникновения и эволюции вращения звёзд проверяются путём наблюдения звёзд различных масс в звёздных скоплениях разного возраста.

Распределение средней скорости осевого вращения звёзд главной последовательности показывает резкое снижение при переходе через спектральный подкласс F5, что является основанием для гипотезы о трансформации углового момента осевого вращения более холодных звёзд в угловой момент орбитального движения планет.