恒星の自転
恒星を極方向から観測するのでない限り、恒星表面の一部分は、いくらか観測者から遠ざかったり近づいたりする。観測者の方向に向かう運動の成分は、視線速度と呼ばれる。視線速度が観測者に向かってくる方向の場合、ドップラー効果により放射の周波数は高くなる。逆に観測者から遠ざかる方向の場合は、周波数は低くなる。恒星の吸収線が観測される時には、このシフトにより、線の幅は広くなる。しかし、この広がりは、線の幅を広げる他の効果とは区別することができる。
線の広がりで観測される視線速度の成分は、自転軸と視線との傾斜角に依存する。この値は、 v e ⋅ sin  i {\displaystyle v_{e}\cdot \sin i} で表され、ここでveは赤道上での自転速度、iは傾斜角である。しかし、iは常に既知ではなく、そのため、恒星の自転速度の最小値が与えられる。つまり、iが直角ではない場合、真の自転速度は、より大きい v e ⋅ sin  i {\displaystyle v_{e}\cdot \sin i} となる。
白色矮星は、かつての熱核融合の生成物で構成されているが、それらの重い元素を燃やす程の質量を持たない恒星である。電子縮退圧と呼ばれる量子効果で支えられており、それ以上崩壊することはない。通常、元になる恒星が外層を失った際の角モーメントの喪失により、ほとんどの白色矮星の自転速度は遅い。
ゆっくり自転する白色矮星は、中性子星に崩壊するかIa型超新星爆発を起こす以外は、チャンドラセカール限界の1.44太陽質量を超えられない。降着や衝突により、白色矮星がこの質量に達すると、重力が電子による圧力を超える。しかし、白色矮星が高速で自転していると、赤道地域の実効重力は減少し、白色矮星はチャンドラセカール限界を超えることができる。このような高速の自転は、例えば質量降着による角モーメントの転移等によって実際に起こりうることである。