Melainkan bintang diperhatikan dari arah kutubnya, bahagian permukaan mempunyai sedikit pergerakan ke arah atau menjauhi pemerhati. Komponen pergerakan yang berada dalam arah pemerhati dipanggil halaju jejari. Bagi bahagian permukaan dengan komponen halaju jejari ke arah pemerhati, sinaran dialihkan ke frekuensi yang lebih tinggi kerana anjakan Doppler. Begitu juga kawasan yang mempunyai komponen yang bergerak menjauhi pemerhati dialihkan ke frekuensi yang lebih rendah. Apabila garis serapan bintang diperhatikan, anjakan ini pada setiap hujung spektrum menyebabkan garis itu meluas.[2] Walau bagaimanapun, peluasan ini mesti diasingkan dengan teliti daripada kesan lain yang boleh meningkatkan lebar garis itu.

Komponen halaju jejari yang diperhatikan melalui pelebaran garisan bergantung pada kecondongan kutub bintang ke garis penglihatan. Nilai terbitan diberikan sebagai v e ⋅ sin ⁡ i {\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i} , iaitu v e {\displaystyle v_{\mathrm {e} }} ialah halaju putaran di khatulistiwa dan i {\displaystyle i} ialah kecondongan. Walau bagaimanapun, i {\displaystyle i} tidak selalu diketahui, jadi hasilnya memberikan nilai minimum untuk halaju putaran bintang. Iaitu, jika i {\displaystyle i} bukan sudut tegak, maka halaju sebenar adalah lebih besar daripada v e ⋅ sin ⁡ i {\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i} .[2] Ini kadang kala dirujuk sebagai halaju putaran yang diunjurkan. Dalam polarimetri bintang berputar pantas menawarkan kaedah memulihkan halaju sebenar dan bukannya hanya halaju putaran; teknik ini setakat ini hanya digunakan untuk Regulus.[3]

Bagi bintang gergasi, mikrogeloraan atmosfera boleh mengakibatkan pelebaran garisan yang jauh lebih besar daripada kesan putaran, dengan berkesan menenggelamkan isyarat. Walau bagaimanapun, pendekatan alternatif boleh digunakan yang menggunakan peristiwa kanta mikro graviti. Ini berlaku apabila objek besar melintas di hadapan bintang yang lebih jauh dan berfungsi seperti kanta, membesarkan imej secara ringkas. Maklumat yang lebih terperinci yang dikumpul melalui cara ini membolehkan kesan mikroturbulensi dibezakan daripada putaran.[4]

Jika bintang memaparkan aktiviti permukaan magnet seperti tompok bintang, maka ciri ini boleh dijejaki untuk menganggarkan kadar putaran. Walau bagaimanapun, ciri sedemikian boleh terbentuk di lokasi selain khatulistiwa dan boleh berhijrah merentasi latitud sepanjang jangka hayatnya, jadi putaran pembezaan bintang boleh menghasilkan ukuran yang berbeza-beza. Aktiviti magnet bintang sering dikaitkan dengan putaran pantas, jadi teknik ini boleh digunakan untuk pengukuran bintang tersebut.[5] Pemerhatian bintik bintang telah menunjukkan bahawa ciri-ciri ini sebenarnya boleh mengubah kadar putaran bintang, kerana medan magnet mengubah suai aliran gas dalam bintang.[6]