Ми проаналізували асиметрію ліній Fe I і Fe II у спектрах сонячного потоку, використовуючи дані трьох атласів FTS і атласу HARPS, а також у спектрах 13 зірок, використовуючи дані спостережень на спектрографі HARPS. Для зменшення шумів спостережень індивідуальні бісектори ліній для кожної зірки були усереднені. Середні бісектори у спектрах зірок мають форму більш-менш схожу на добре відому для Сонця форму літери «С». У зірках зі швидкістю обертання понад 5 км/с форма бісекторів більше нагадує символ «слеш» (/). Кривизна і розмах бісекторів збільшуються з температурою зірки. Наші результати підтверджують відомі факти про сильний вплив швидкості обертання на розмах і форму бісекторів. За розмахом середнього бісектора, який показує найбільшу різницю між швидкостями холодних конвективних потоків речовини, що опускаються, і гарячих потоків, що піднімаються, було визначено середню конвективну швидкість. Вона дорівнює -420 м/с для Сонця як зірки. Для інших зірок вона змінюється від -150 до -700 м/с зі збільшенням ефек-тивної температури від 4800 до 6200 К відповідно. Для зірок з більшою гравітацією на поверхні і з більшим вмістом металів середня конвективна швидкість менша. Також вона зменшується з віком зірки і корелює зі швидкістю мікро- і макротурбулентних рухів. Резуль-тати аналізу сонячного потоку показали, що абсолютні шкали довжин хвиль у використаних атласах збігаються з точністю близько -10 м/с, крім FTS-атласу Хінклі та ін., шкала якого має зсув, залежний від довжини хвилі. У діапазоні від λ = 450 до 650 нм цей зсув змінюється від -100 до -330 м/с відповідно, і в середньому дорівнює -240 м/с. Отримані середні біcектори зірок містять інформацію про поля конвективних швидкостей і можуть бути корисними для гідродинамічного моделювання зоряних атмосфер з метою дослідження характерних особливостей поверхневої конвекції.