A primera vista les estrelles aparenten ser exclusivament blanques. Però si observem amb més cura, notarem un interval de colors; blau, blanc, roig, fins i tot el daurat. En la constel·lació d'Orió, es pot apreuar un bell contrast entre la vermella Betelgeuse a l'«aixella» d'Orió i la blava Bellatrix a l'espatlla. El que causa que les estrelles tinguin diferents colors fou un misteri fins fa dos segles, quan els físics adquiriren els coneixements sobre la naturalesa de la llum i les propietats de la matèria a temperatures immensament altes.

Específicament, foren els físics que investigaven la radiació d'un cos negre els que ens permeteren entendre la variació dels colors estel·lars. Poc després de comprendre la radiació d'un cos negre, s'advertí que l'espectre d'una estrella és molt similar a les corbes de diverses temperatures de la radiació d'un cos negre, variant des d'uns pocs milers de graus Kelvin fins a ~50.000 K. La conclusió òbvia és que les estrelles són similars als cossos negres i que la variació de color de les estrelles és una conseqüència directa de les temperatures de la seva superfície.

Les estrelles fredes (és a dir, les de tipus espectrals K i M) irradien la major part de la seva energia en les zones roges i infraroges de l'espectre electromagnètic i, per això són de color roig, mentre que les estrelles calentes (és a dir, les de tipus espectrals O i B) majoritàriament emeten longituds d'ona blaves i ultraviolats, fent que aparentin ser blaves o blanques.

Per a estimar la temperatura en la superfície d'una estrella, podem utilitzar la relació coneguda entre la temperatura d'un cos negre i la longitud d'ona de la llum en els pics del seu espectre. Això és, a mesura que feu pujar la temperatura d'un cos negre, el màxim del seu espectre es mou cap a longituds d'ona més curtes de la llum (blau). Això apareix il·lustrat en la Figura 1, a on la intensitat de tres estrelles hipotètiques apareix reflectida juntament amb la longitud d'ona. L'«Arc de Sant Martí» indica l'interval de longituds d'ona visibles per l'ull humà.

Figura 1

Aquest mètode simple és un concepte correcte, però no es pot utilitzar per a obtenir temperatures estel·lars amb precisió, atès que les estrelles no són cossos negres perfectes. La presència de diversos elements a l'atmosfera de l'estrella provoca que certes longituds d'ona de la llum siguin absorbides. A causa que aquestes línies d'absorció no estan distribuïdes uniformement sobre l'espectre, poden modificar la posició d'un màxim espectral. De fet, obtenir un espectre útil d'una estrella és un procés que comporta molt de temps i és prohibitiu realitzar-lo amb grans grups d'estrelles.

Un mètode alternatiu utilitza la fotometria per a mesurar la intensitat de la llum en passar a través de diferents filtres. Cada filtre sols permet passar una part específica de l'espectre de la llum, mentre que refusa tots els altres. Un sistema fotomètric molt emprat és l'anomenat Johnson UBV system (sistema fotomètric UBV, de Johnson, o de Johnson-Morgan). Empra tres filtres de pas de banda: Les regions U («ultraviolat»), B («blau») i V («visible»); cadascuna ocupa regions diferents de l'espectre electromagnètic.

El procés de fotometria UBV involucra l'ús de dispositius fotosensibles (com la pel·lícula fotogràfica o càmeres equipades amb un CCD) i en orientar un telescopi cap a una estrella per a mesurar la intensitat de la llum que passa per cadascun dels filtres individualment. Aquest procediment produeix tres lluminositats aparents o fluxos (quantitat d'energia per cm² per segon) designats per Fu, Fb i Fv. La relació dels fluxos Fu/Fb i Fb/Fv és una mesura quantitativa del «color» de les estrelles, i aquestes relacions s'utilitzen per a establir una escala de temperatures per a les estrelles. Generalitzant. Com més grans siguin les relacions Fu/Fb i Fb/Fv d'una estrella, major serà la seva temperatura en superfície.

Per exemple, l'estrella Bellatrix, a Orió, té Fb/Fv = 1,22, indicant que és més brillant a través del filtre B que del filtre V. A més, la seva relació Fu/Fb és 2,22, el que significa que és més brillant a través del filtre U. Això indica que es tracta d'una estrella molt calenta, atès que la posició del seu màxim espectral se situa en algun punt en l'abast del filtre U, o fins i tot a una longitud d'ona més curta. La temperatura en superfície de Bellatrix (com es determina de la comparació del seu espectre amb models detallats que tenen en compte les línies d'absorció) és d'uns 25.000 Kelvin.

Podem repetir l'anàlisi amb l'estrella Betelgeuse. Les seves relacions Fb/Fv i Fu/Fb són 0,15 i 0,18, respectivament, de manera que és més brillant en V i menys en U. Pel que, el màxim espectral de Betelgeuse deu trobar-se en algun punt de l'abast del filtre V, o fins i tot a una longitud d'ona més llarga. La temperatura en superfície de Betelgeuse és de tan sols 2.400 Kelvin.

Els astrònoms prefereixen expressar els colors de les estrelles en termes d'una diferència en magnituds, més que en relacions de fluxos. En conseqüència, prenent a la blava Bellatrix, tindrem un índex de color igual que

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22,

De manera similar, l'índex de color per a la vermella Betelgeuse és

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85

Els índexs de color, igual que l'escala de magnituds, van cap enrere. Les estrelles calentes i blaves tenen valors petits i negatius d'índex de color que les estrelles fredes i roges.

Un astrònom pot utilitzar els índexs de color per a una estrella, després de corregir-los per l'envermelliment i l'extinció interestel·lar, per a obtenir una temperatura precisa d'aquesta estrella. La relació entre l'índex de color i la temperatura apareix il·lustrat en la Figura 2.

Figura 2

El Sol, amb una temperatura en superfície de 5.800 K té un índex de color de 0,62.