b"\n_START_ARTICLE_\nStellaire rotatie\n_START_PARAGRAPH_\nStellaire rotatie is de draaiing van een ster. De rotatiesnelheid of hoeksnelheid kan gemeten worden uit het spectrum van de ster, of door de tijdsduur van beweging van de actieve kenmerken aan het oppervlak te meten._NEWLINE_De rotatie van een ster produceert een uitzetting van materie rond de evenaar vanwege de middelpuntvliedende kracht. Aangezien sterren niet in een vaste aggregatietoestand verkeren, kan er differenti\xc3\xable rotatie in plaatsvinden. Bij dit effect zal de ster rond zijn evenaar een andere hoeksnelheid hebben dan bij de hogere breedtegraden. Dit verschil in rotatiesnelheid in een ster kan wel eens een belangrijke rol spelen in het genereren van een magnetisch veld._NEWLINE_Het magnetisch veld van een ster heeft interactie met de sterrenwind. Hoe verder de wind van de ster verwijderd is hoe langzamer ze beweegt. Het magnetische veld van de ster veroorzaakt tractie op de wind, wat ook weerslag heeft op de rotatiesnelheid van de ster, die hierdoor (heel) langzaam afneemt.\n_START_SECTION_\nMetingen\n_START_PARAGRAPH_\nTenzij de ster direct op de pool wordt waargenomen, zullen gedeelten van het oppervlak beweging van of naar het observatiepunt vertonen. De beweging die in de richting naar het observatiepunt beweegt noemen we de radi\xc3\xable snelheid. Voor het gedeelte van het oppervlak dat naar het observatiepunt beweegt is de straling naar een hogere frequentie verschoven vanwege het dopplereffect. Voor het deel dat van het observatiepunt weg beweegt geldt dat de frequentie lager is. Wanneer de absorptielijnen van een ster worden bekeken zorgt deze verandering aan het eind van elk spectrum ervoor dat de lijnen verbreden. Echter moet men voorzichtig zijn om deze verbreding niet te verwarren met andere effecten die dit ook kunnen veroorzaken._NEWLINE_ Het gedeelte van de radi\xc3\xable snelheid zichtbaar door lijnverbreding hangt af van de glooiingshoek van de pool van de ster ten opzichte van de waarnemingsrichting. De verkregen waarde wordt gegeven als , waarbij v\xe2\x82\x91 niet altijd bekend is, dus geeft het resultaat een minimale waarde voor de radi\xc3\xable snelheid van de ster. Tenminste, als i niet een rechte hoek is, want dan is de eigenlijke snelheid groter dan . In snel roterende sterren kan polarimetrie een goede manier zijn de werkelijke snelheid in plaats van alleen de rotatiesnelheid te meten; deze methode is tot dusver alleen op Regulus toegepast._NEWLINE_Voor sterren uit de reuzentak kan atmosferische turbulentie resulteren in lijnverbreding wat het effect van de rotatie verbloemt. Soms kan gravitationele microlensing hierbij een uitkomst bieden. Dit effect treedt op wanneer een massief object voor de verder gelegen ster schuift en als een lens het zicht op de ster kort vergroot. De meer gedetailleerde informatie hieruit verkregen kan men in staat stellen de effecten van de turbulentie van die van rotatie te onderscheiden._NEWLINE_Als een ster magnetische oppervlakteactiviteit vertoont zoals zonnevlekken, kunnen deze kenmerken worden gebruikt om de rotatiesnelheid te meten. Echter kunnen zulke kenmerken zich ook op andere locaties dan de evenaar vormen, ook kunnen de kenmerken over het oppervlak bewegen. Differenti\xc3\xable rotatie kan dus verschillende metingen opleveren. Magnetische activiteit van sterren wordt meestal geassocieerd met hoge rotatiesnelheid, dus kan deze techniek gebruikt worden om deze sterren te meten. Observatie van zonnevlekken heeft aangetoond dat deze kenmerken zelfs verantwoordelijk kunnen zijn voor een verschil in rotatiesnelheid van de ster, omdat het magnetisch veld de plasmastroom in een ster kan be\xc3\xafnvloeden.\n_START_SECTION_\nPlanetaire afplatting\n_START_PARAGRAPH_\nOnder invloed van de zwaartekracht trekken hemellichamen zich samen tot een perfecte bol, de vorm waarin alle massa zich zo dicht mogelijk bij het zwaartepunt bevindt. Een roterende ster heeft echter geen bolvorm, maar vertoont een afgeplatte vorm met uitstulpingen rond de evenaar. Dit effect wordt planetaire afplatting genoemd._NEWLINE_Als een roterende protoster in schijfvorm samentrekt om een ster te vormen wordt de vorm steeds meer bolvormig, maar deze samentrekking zal niet leiden tot een perfecte bolvorm. Rond de polen werkt de zwaartekracht beter dan rond de evenaar waar deze wordt tegengewerkt door de middelpuntvliedende kracht. De uiteindelijke vorm van de ster na het stervormingsproces is een evenwichtsvorm, dat wil zeggen dat de zwaartekracht het hemellichaam rond de evenaar niet verder in bolvorm krijgt. Het theorema van von Zeipel gaat hier verder op in._NEWLINE_Een extreem voorbeeld van planetaire afplatting vindt men bij de ster Regulus (\xce\xb1 Leonis A). De evenaar van deze ster heeft een gemeten rotatiesnelheid van 317 \xc2\xb1 3 km/s. Dit is bij een rotatieperiode van 15,9 uur, dit betreft 86% van de snelheid waarbij de ster massa aan de oppervlakte zou gaan verliezen. De straal rond de evenaar is 32% groter dan bij de polen. Andere snel roterende sterren zijn Alpha Arae, Pleione, Wega en Achernar.\n_START_SECTION_\nDifferenti\xc3\xable rotatie\n_START_PARAGRAPH_\nDifferenti\xc3\xable rotatie aan de oppervlakte is geobserveerd op sterren zoals de zon, waar de hoeksnelheid varieert met de breedtegraad. Over het algemeen geldt dat hoe hoger de breedtegraad hoe hoger de snelheid. Het tegenovergestelde is echter ook waargenomen, zoals bij ster HD 31993. De eerste ster waarbij de differenti\xc3\xable rotatie in kaart is gebracht na onze zon is AB Doradus._NEWLINE_De onderliggende oorzaak van differenti\xc3\xable rotatie is convectie in een ster. Convectie transporteert energie naar het oppervlak door het bewegen van het plasma. Deze massa van plasma draagt een gedeelte van de rotatiesnelheid van de ster._NEWLINE_De interactie tussen delen van een ster met grote verschillen in rotatie is een mogelijke oorsprong voor de processen die het magnetisch veld van de ster genereren. Er zijn tevens complexe uitwisselingsprocessen tussen de rotatieverdeling van de ster en het magnetisch veld, waarbij magnetisme in kinetische energie wordt omgezet wat de dispersie van snelheid verandert.\n_START_SECTION_\nDubbelsterren\n_START_PARAGRAPH_\nHet dubbelstersysteem kent vele variaties. Dit artikel gaat verder in op de systemen waarbij de gemiddelde afstand tussen deze sterren van dezelfde orde van grootte is als hun diameter. Bij deze afstanden kunnen complexe interacties plaatsvinden, zoals getijdenwerking, massaoverdracht en zelfs botsingen. Getijdenwerking in zo'n dubbelster kan resulteren in schommelingen in de omloop en rotatiewaardes. Het totale impulsmoment van het stersysteem blijft gelijk, maar deze energie kan fluctueren in de omloopperioden en rotatiesnelheden._NEWLINE_Beide leden van het dubbelstersysteem veroorzaken getijdenwerking door hun zwaartekracht. Echter kunnen deze getijdebulten een fractie verschuiven ten opzichte van de richting van de zwaartekrachtvector. Hiermee zal de zwaartekracht een tractie cre\xc3\xabren in deze getijdebult, waardoor er impulsmoment wordt overgedragen (zie ook: getijdenversnelling). Dit veroorzaakt een langzame krachtenevolutie in het stersysteem, hoewel er ook een evenwichtstoestand kan worden bereikt. Het effect kan complexer worden wanneer de rotatieas niet loodrecht op de omloopbaan staat. Als de rotatiesnelheid te hoog wordt zal er massaverlies rond de evenaar plaatsvinden. Als er contact plaats vindt, of de sterren grenzen aan elkaar, kan de massaoverdracht van een ster naar de begeleider resulteren in een flinke impulsoverdracht.\n_START_SECTION_\nSterren van ontaarde materie\n_START_PARAGRAPH_\nNadat een ster klaar is met het fusieproces van zijn materie kan het veranderen in een compacte, ontaarde, kleinere versie van zichzelf. Tijdens dit proces worden de afmetingen van de ster enorm kleiner, wat een grote toename in rotatiesnelheid tot gevolg kan hebben."