സുമാറായി സ്പെക്ട്രോസ്കോപി ഉപയോഗിച്ചും കൂടുതൽ കൃത്യമായി നക്ഷത്രകളങ്കങ്ങളുടെ ഭ്രമണനിരക്ക് നിരീക്ഷിച്ചും ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണനിരക്ക് കണ്ടു പിടിക്കാവുന്നതാണ്. പ്രായം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണനിരക്കാണ് ഉള്ളത്. മധ്യരേഖയിൽ സെക്കന്റിൽ 100കി.മീയിൽ അധികം വരും ഇത്. ഉദാഹരണമായി ബി വിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളിൽപെട്ട ആക്കെനാർ എന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ മധ്യരേഖാപ്രവേഗം സെക്കന്റിൽ 225 കി.മീയോ അതിലധികമോ ആണ്. അതിന്റെ ഫലമായി ഇതിന്റെ മധ്യരേഖാവ്യാസം ധ്രുവങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള അകലത്തേക്കാൾ 50% കൂടുതലാണ്. ഈ ഭ്രമണനിരക്ക്, നക്ഷത്രം പൊട്ടി വേറിടാനുള്ള ആപൽസന്ധി പ്രവേഗമായ സെക്കന്റിൽ 300 കി.മീ എന്ന നിരക്കിന് തൊട്ടു താഴെയാണ്. സൂര്യൻ 25-35 ദിവസങ്ങളിലൊരിക്കൽ, സെക്കന്റിൽ 1.994 എന്ന മധ്യരേഖാ പ്രവേഗത്തോട് കൂടി ഒരു ഭ്രമണം പൂർത്തിയാക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം പ്രധാനശ്രേണീതാരമായി പരിണമിക്കുമ്പോൾ അതിന്റെ ഭ്രമണനിരക്ക് സാകൂതമായി കുറക്കുന്നതിൽ കാന്തികമണ്ഡലവും നക്ഷത്രക്കാറ്റും പങ്കു വഹിക്കുന്നു.
Degenerate നക്ഷത്രങ്ങൾ നിബിഡദ്രവ്യമാനമായി ചുരുങ്ങുന്നതിന്റെ ഫലമായി ഭ്രമണം ദ്രുതഗതിയിലാകുന്നു. എന്നിരുന്നാലും കോണീയ ആക്കത്തിന്റെ സംരക്ഷണമനുസരിച്ച് നാം പ്രതീക്ഷിക്കുന്നതിലും കുറവായിരിക്കും ഭ്രമണത്തിലുള്ള ഈ വർദ്ധനവ്. നക്ഷത്രവാതത്തിന്റെ ഫലമായ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ നഷ്ടം മൂലം താരത്തിന്റെ കോണിയ ആക്കത്തിൽ കാര്യമായ കുറവ് സംഭവിക്കുന്നതിനാലാണിത്. വികിരണങ്ങളുടെ പുറംതള്ളൽ മൂലം പൾസറുകളുടെ ഭ്രമണനിരക്ക് ക്രമമായി കുറയുന്നു.

ഭ്രമണം
ജനനവും പരിണാമവും
ചരിത്രം
വെള്ളക്കുള്ളൻ