Redigerer Stjerne (avsnitt)

=== Rotasjon ===
[[Fil:Achernar.jpg|thumb|Den deformerte stjernen [[Achernar]] (α Eridani) har fått sitt særegne utseende på grunn av den voldsomme rotasjonen.]]
{{Utdypende artikkel|Stjernerotasjon}}
Stjerners rotasjonshastighet kan estimeres enten gjennom [[spektroskopi|spektroskopiske målinger]], eller mer presist gjennom å spore [[Solflekk|stjerneflekker]]. Unge stjerner kan rotere over 100&nbsp;km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernen [[Achernar]] en rotasjonshastighet på minst 225&nbsp;km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300&nbsp;km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre.<ref name="ESO 2003-07-11" /> Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25&ndash;35 dager med en ekvatorialhastighet på 1&nbsp;994&nbsp;km/s. Stjerners rotasjon bremses ned betydelig over tid på grunn av stjernens magnetfelt og stjernevind.<ref name="Fitzpatrick 2006-02-16" />

[[Kompakt objekt|Degenererte stjerner]] har krympet til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevare [[drivmoment]]et. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden.<ref name="Villata 1992" /> Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; en [[pulsar]] i hjertet av [[Krabbetåken]] roterer 30 runder per sekund.<ref name="ESO 1996-05-30" /> En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte over tid blant annet fordi den sender ut stråling.