ВЛИЯНИЕ ВРАЩЕНИЯ ЗВЕЗДЫ НА ЕЕ СПЕКТР
В более общем случае вращение звезды как чисто кинематическое явление тоже может быть наблюдаемым.
Как видно из рис. 69, для земного наблюдателя разные места диска вращающейся звезды имеют, различную скорость по лучу зрения. Одна половина диска удаляется, другая приближается. Средние части диска имеют малую лучевую скорость, но у боковых областей скорость эта может быть значительна, в зависимости от величины 
— максимальной возможной лучевой составляющей на самом краю диска (
— скорость вращения на экваторе, a i — угол луча зрения с осью вращения звезды). Соответственно все излучение, идущее от одной половины диска, смещено в фиолетовую сторону спектра, а от другой — в красную.
Спектральная линия расширится, но при этом суммарное поглощение в ней не может возрасти, а потому линия станет и широкой, и неглубокой.
Рис. 69. К явлениям на вращающейся звезде: а) диск звезды, обращенный к земному наблюдателю; Р — полюс вращения; б) та же звезда рассматривается «сбоку». Ось вращения наклонена к наблюдателю на угол i. Земной наблюдатель регистрирует только ту составляющую экваториальной вращательной скорости звезды 
, которая направлена по лучу зрения, т. е. 
. Это — наибольшее значение лучевой скорости, наблюдаемое на самом краю звездного диска. Легко убедиться, что в любых двух полосках диска, расположенных симметрично по отношению к оси вращения (они заштрихованы), лучевая составляющая скорости вращения одинакова
Рис. 70. Три спектра высокой дисперсии, показывающих разное осевое вращение звезд. Резкая в спектре а (
) магниевая линия Mffll А. 4481 имеет ширину около 0,07 А, в спектре б (в 
) ее ширина 0,8 А, в спектре в (HD 140728) — 2 А
Это должно относиться ко всем линиям спектра в одинаковой степени. Три спектра, показанных на рис. 70, хорошо иллюстрируют, в какой мере могут быть расширены и потерять контраст с непрерывным спектром линии быстро вращающихся звезд.
Такие спектры лучше наблюдать с малой дисперсией. Звезд с широкими размытыми линиями, указывающими на быстрое вращение, известно много (для обозначения размытости линий служит буква n, например 
— спектр Альтаира), особенно среди звезд ранних спектральных классов В и А. Но если звезда класса В или А имеет резкие спектральные линии, то это еще не означает, что звезда не вращается или вращается медленно: мы наблюдаем не 
, так что при i=0, т. е. когда звезда наблюдается со стороны полюса, эффект вращения будет нулевым даже при очень быстром вращении звезды.
То обстоятельство, что магнитно-переменные звезды класса А имеют резкие линии, бросает намек на то, что мы видим эти звезды под малым углом наклона i оси вращения к лучу зрения. Среди наблюдаемых скоростей вращения (
) звезд нередки значения больше 200 км/с, встречаются значения 400 км/с и еще больше (см. главу V). Вывод лучевых скоростей 
из наблюдаемых профилей спектральных линий довольно сложен. Впервые он успешно был осуществлен в работах Г. А. Шайна и О. Струве (1929 г.). Малые скорости вращения (<30 км/с) не поддаются определению по профилям линий.
