恒星自轉是恒星繞其軸的角運動。 自轉速率可以通過恒星的光譜測量，或者通過計時表面活動特征的運動來測量。

由于離心力，恒星的自轉會產生赤道隆起。 由于恒星不是固體，它們也可以進行差速旋轉。 因此，恒星的赤道可以以與高緯度不同的角速度旋轉。 恒星內部自轉速率的這些差異可能對恒星磁場的產生具有重要作用。

恒星的磁場與恒星風相互作用。 當風遠離恒星時，它的角速度會減慢。 恒星的磁場與風相互作用，風對恒星的旋轉施加阻力。 結果，角動量從恒星轉移到風中，隨著時間的推移，這逐漸減慢了恒星的自轉速度。

除非從極點方向觀察恒星，否則表面的部分會有一定程度的朝向或遠離觀察者的運動。 沿觀察者方向的運動分量稱為徑向速度。 對于具有朝向觀察者的徑向速度分量的表面部分，由于多普勒頻移，輻射被移動到更高的頻率。 同樣，具有遠離觀察者的分量的區域被移動到較低頻率。 當觀察恒星的吸收線時，光譜兩端的這種移動會導致吸收線變寬。 但是，必須將這種加寬與可能增加線寬的其他影響仔細區分開來。

通過線展寬觀察到的視向速度分量取決于星極與視線的傾角。 推導出的值是 v e ? sin ? i {\\displaystyle v_{\\mathrm {e} }\\cdot \\sin i} ，其中 v e {\\displaystyle v_{\\mathrm {e} }} 是 赤道處的旋轉速度和 i {\\displaystyle i} 是傾角。 然而，i {\\displaystyle i} 并不總是已知的，因此結果給出了恒星自轉速度的最小值。 也就是說，如果 i {\\displaystyle i} 不是直角，則實際速度大于 v e ? sin ? i {\\displaystyle v_{\\mathrm {e} }\\cdot \\sin i} . 這有時被稱為預計旋轉速度。 在快速旋轉的恒星中，極化法提供了一種恢復實際速度而不僅僅是旋轉速度的方法； 迄今為止，該技術僅應用于 Regulus。

對于巨星，大氣微湍流會導致譜線變寬，其幅度遠大于旋轉效應，從而有效地淹沒信號。 然而，可以采用另一種方法，利用引力微透鏡事件。 當一個大質量物體經過更遠的恒星前面并像透鏡一樣發揮作用，短暫地放大圖像時，就會發生這種情況。 通過這種方式收集的更詳細的信息可以將微湍流的影響與旋轉區分開來。

如果一顆恒星顯示出諸如星斑之類的磁性表面活動，則可以跟蹤這些特征來估計自轉速率。 然而，這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緯度遷移，因此恒星的差異旋轉可以產生不同的測量結果。 恒星磁場活動通常與快速旋轉有關，因此這種技術可用于測量此類恒星。 對星斑的觀察表明，這些特征實際上可以改變恒星的旋轉速度，因為磁場會改變恒星中的氣體流動。

重力傾向于將天體收縮成一個完美的球體，所有質量都盡可能靠近重心的形狀。 但是旋轉的恒星不是球形的，它有一個赤道凸起。

當一個旋轉的原恒星盤收縮形成一顆恒星時，它的形狀變得越來越球形，但收縮并沒有一直進行到一個完美的球體。

在兩極，所有重力都會增加收縮，但在赤道，有效重力會因離心力而減弱。 恒星形成后恒星的最終形狀是平衡形狀，從某種意義上說，赤道區域的有效引力（正在減弱）不能將恒星拉成更接近球形的形狀。 如 von Zeipel 定理所述，自轉還會導致赤道處的重力變暗。

在恒星 Regulus A (α Leonis A) 上發現了赤道凸起的一個極端例子。 這顆恒星的赤道測得自轉速度為 317 ± 3 km/s。 這對應于 15.9 小時的自轉周期，這是恒星分裂速度的 86%。 這顆恒星的赤道半徑比恒星的赤道半徑大 32%。