W praktyce nie wyznacza się prędkości pojedynczych gwiazd w odległych galaktykach, lecz prędkość rotacji całej galaktyki, która z reguły zależy od odległości od centrum i nie jest stała. Do pomiaru prędkości rotacji wykorzystuje się efekt Dopplera, czyli analizę przesunięcia widma w zależności od tego, czy dany obszar obiektu przybliża się do nas, czy oddala. Metoda ta sprawdza się najlepiej, gdy galaktyka ustawiona jest krawędzią do obserwatora – wówczas jeden jej kraniec oddala się od nas, a przeciwny przybliża.

Wraz ze spadkiem inklinacji (aż do momentu, gdy płaszczyzna galaktyki jest ustawiona prostopadle do linii wzroku), wyznaczanie prędkości obrotu metodą Dopplera staje się praktycznie niemożliwe. Galaktyka obraca się wtedy w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku widzenia, przez co prędkość radialna (do i od nas) oscyluje wokół zera.

Na szczęście nie jest to sytuacja bez wyjścia. Istnieje kilka metod pośrednich pozwalających oszacować prędkość rotacji galaktyk ustawionych do nas „twarzą” (face-on). Zazwyczaj nie polega się tylko na jednej z nich – uzyskane wyniki porównuje się ze sobą, co pozwala uzyskać wyższą dokładność i uniknąć błędów. Poniżej przedstawiam najważniejsze z nich:

• Relacja Tully’ego-Fishera: wykazuje zależność między obserwowaną jasnością a szacunkową prędkością rotacji:

Gdzie za a najczęściej przyjmuje się wartość 4. Metoda ta jest powszechnie stosowana w masowych przeglądach nieba. Niestety sprawdza się jedynie w przypadku galaktyk spiralnych; galaktyki eliptyczne charakteryzują się zbyt chaotycznym ruchem gwiazd, by prędkość obliczona w ten sposób była poprawna.

• Modelowanie masowe: polega na oszacowaniu masy poszczególnych składników galaktyki — gwiazd, gazu oraz ciemnej materii — na podstawie ich jasności i rozmieszczenia w przestrzeni. Następnie, wykorzystując prawa grawitacji, tworzy się teoretyczny model dynamiki określający prędkość, z jaką musi wirować galaktyka, aby pozostać w stabilnej równowadze.
• Metoda dyspersji prędkości: polega na obserwacji wewnętrznych ruchów w galaktyce (np. góra-dół względem płaszczyzny dysku), na których podstawie szacuje się całkowitą masę i wiąże ją z rotacją.
• Analiza morfologii ramion spiralnych: kształt ramion, a konkretnie stopień ich skręcenia, jest ściśle powiązany z prędkością rotacji oraz masą dysku.
• Metoda ruchów własnych: polega na bezpośredniej obserwacji przemieszczania się gwiazd na sferze niebieskiej. Obecnie dotyczy to głównie Drogi Mlecznej i najbliższych galaktyk, ponieważ wymaga niezwykle precyzyjnych pomiarów prowadzonych przez dziesięciolecia.
• Obserwacje radiowe: teleskopy radiowe posiadają wyższą rozdzielczość spektralną niż optyczne, dzięki czemu mogą wykryć minimalne odchylenia (rzędu 1–2°) i wyznaczyć prędkość rotacji nawet w galaktykach, które pozornie wydają się ustawione idealnie prostopadle.

Astronomia dysponuje wieloma sposobami pozwalającymi oszacować prędkość rotacji nawet takich obiektów jak galaktyka M101, która ma niską inklinację wynoszącą około 18°. Prędkość rotacji M101 wynosi około 250 km/s. Jest ona nieco wyższa niż w przypadku Drogi Mlecznej (~220 km/s), co wynika z faktu, że M101 jest o około 70% większa od naszej Galaktyki.