恒星绕自身的轴转动称为恒星的自转。自转的速率可以从恒星的光谱测量，或是经由表面明显的特征运动量测。恒星自转产生的离心力可以造成赤道隆起，并且恒星赤道和高纬度可以有不同的角速度。恒星的磁场会与恒星风产生交互作用，导致恒星自转速率逐渐减慢。

恒星自转会使光谱吸收线加宽，因此可以根据谱线的宽度测定自转速度。实际上，测量的结果只是恒星自转切向速度矢量在视线方向的投影。测定恒星自转的经典方法是，在简化的条件下，计算出一套对应于不同自转速度值的理论谱线轮廓，再和观测轮廓相比较。自转还会影响恒星表面亮度分布、脉动和磁场，也会影响恒星光谱分类和致密星的理论质量上限等等。

不同类型的天体具有不同的自转速度。目前已测定数以千计恒星的自转速度投影值。下表列出不同光谱型恒星的平均赤道自转速度，以及每一类中所获得的最大赤道自转速度v极大，以及当星体散逸层符合洛希界面(见临界等位面)时所限定的临界值v临界。从表中可见主序星和巨星之间存在着显著差异。高速自转只发生在早型星特别是早型发射线星中，不会出现在晚型星、超巨星、造父变星和长周期变星中。

恒星自转的测量方法包括观察恒星光谱中吸收谱线的克里斯蒂安·多普勒位移，这些位移会因为恒星表面不同部分朝向或远离观测者的运动而导致谱线变宽。测量得到的速度值与自转轴对观测者的倾斜角度有关，通常表示为{\displaystyle v_{e}\cdot \sin i}，其中ve是赤道的自转速度，i是倾斜角度。由于i通常未知，因此得到的是恒星自转的最低速度。对于巨星，大气层的微扰流造成的谱线致宽会比自转的效应大许多，但可以通过重力微透镜事件来区分这些效应。如果恒星表面有磁场活动，如星斑，也可以通过追踪这些特征来估计自转速度。