由湍動運動引起的譜線致寬。這種機制是羅斯蘭德於1928年提出的。湍動是比原子的尺度大得多而比恒星的半徑小得多的氣體團的運動。通常把比光子自由程大的湍動稱為宏觀湍動，比光子自由程小的湍動稱為微觀湍動。在許多恒星中，都存在因湍動而出現的譜線致寬，特別是在超巨星中更加明顯。恒星大氣內的原子同時參與兩種完全雜亂的運動──熱運動和湍動。若視向速度在(ζ，ζ+dζ)內的相對原子數為：
，
式中ζ
D
2=ζ
0
2＋ζ
t
2+，ζ
0為原子熱運動的最或然速度，ζ
t為湍動的最或然速度（都指視向速度），則輻射按頻率分佈的形式為：
，
式中
。