Les étoiles apparaissent être exclusivement blanches au premier coup d'œil. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Dans la constellation d'hiver d'Orion, un beau contraste se voit entre la rouge Bételgeuse au coude d'Orion et la bleue Bellatrix à l'épaule. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures.

Spécifiquement, c'était la physique du rayonnement du corps noir qui nous a permis de comprendre les variations de couleur des étoiles. Peu de temps après que le rayonnement du corps noir ait été comprise, on a remarqué que le spectre des étoiles était très semblable aux courbes de radiations du corps noir des différentes températures, allant de quelques milliers de Kelvin à environ 50 000 Kelvin. La conclusion évidente était que les étoiles étaient semblables à des corps noirs, et que les variations de couleur des étoiles était une conséquence directe de leur température de surface.

Les étoiles froides (c'est-à-dire de types spectraux K et M) rayonnent le plus gros de leur énergie dans les régions rouges et infrarouges du spectre électromagnétique et ainsi apparaissent rouges, alors que les étoiles chaudes (c'est-à-dire de types spectraux O et B) émettent surtout dans les longueurs d'onde bleues et violettes, les faisant apparaître bleues ou blanches.

Pour estimer la température de surface d'une étoile, nous pouvons utiliser la relation connue entre la température du corps noir et la longueur d'onde de la lumière dans les pics spectraux. C'est-à-dire que lorsque vous augmentez la température d'un corps noir, le pic de son spectre se déplace vers les longueurs d'onde (plus courtes) bleues de la lumière. Cela est illustré dans la figure 1 où l'intensité de trois étoiles hypothétiques est reliée aux longueurs d'onde. L'arc-en-ciel indique la zone de longueur d'onde qui est visible pour l'œil humain.

Figure 1

Cette méthode simple est correcte en théorie mais il est impossible de l'utiliser pour obtenir la température des étoiles avec précision, car les étoiles ne sont pas de parfaits corps noirs. La présence d'éléments variés dans l'atmosphère de l'étoile fera que certaines longueurs d'onde de lumière seront absorbées. Du fait que ces lignes d'absorption ne sont pas uniformément distribuées dans le spectre, elles peuvent fausser la position du pic spectral. De plus, l'obtention d'un spectre utilisable d'une étoile est un processus qui prend du temps et est trop inefficace pour un grand échantillon d'étoiles.

Une méthode alternative utilise la photométrie pour mesurer l'intensité de la lumière passant à travers différents filtres. Chaque filtre autorise seulement une partie spécifique du spectre lumineux à passer et rejette toutes les autres. Un système photométrique largement utilisé est nommé le système Johnson UBV. Il emploie trois filtres de bande passante : régions U (« Ultra-violet »), B (« Bleu »), et V (« Visible »), chacun occupant une région différente du spectre électromagnétique.

Le procédé de la photométrie UBV implique l'utilisation de matériel sensible à la lumière (comme le film ou les caméras CCD) et la visée par un télescope d'une étoile dont on mesure l'intensité lumineuse qui passe à travers chaque filtre individuellement. Ce procédé donne trois brillances apparentes de flux (quantité d'énergie par cm² par seconde) désigné par Fu, Fb et Fv. Le rapport de flux Fu/Fb et Fb/Fv est une mesure quantitative de la « couleur » de l'étoile et ces rapports sont utilisés pour établir une échelle de température des étoiles. En général, plus les rapports Fu/Fb et Fb/Fv sont grands, plus la température de la surface de l'étoile est élevée.

Par exemple, l'étoile Bellatrix dans Orion a un Fb/Fv = 1,22 qui indique qu'elle est plus brillante à travers le filtre B qu'à travers le filtre V. Par ailleurs, son rapport Fu/Fb est 2,22 et donc elle est plus brillante à travers le filtre U. Cela indique que l'étoile doit être très chaude, car la position de son pic spectral doit être quelque part entre la plage du filtre U ou une longueur d'onde encore plus courte. La température de surface de Bellatrix (ainsi déterminée grâce à la comparaison de son spectre avec des modèles détailles expliquant les lignes d'absorption) est d'environ 25 000 degrés Kelvin.

Nous pouvons répéter cette analyse pour l'étoile Bételgeuse. Ses rapports Fb / Fv et Fu / Fb sont respectivement 0,15 et 0,18 et ainsi elle est plus lumineuse en V et plus sombre en U. Son pic spectral doit donc être quelque part dans la zone du filtre V, ou même à une longueur d'onde plus grande. La température de surface de Bételgeuse est seulement 2 400 degrés Kelvin.

Les astronomes préfèrent exprimer la couleur des étoiles en termes de différence de magnitudes plutôt qu'en proportion de flux. Pour cela, en retournant à la bleue Bellatrix, nous avons un indice de couleur égal à

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (1.22) = -0.22

De même, l'indice de couleur pour la rouge Bételgeuse est

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (0.18) = 1.85

Les indices de couleur, comme l'échelle de magnitude, fonctionnent à l'envers. Les étoiles chaudes et bleues ont des valeurs plus petites et négatives de B-V que les étoiles plus froides et plus rouges.

Un astronome peut alors utiliser l'indice de couleur pour une étoile, après correction pour rougissement et extinction interstellaire pour obtenir une température précise de l'étoile. La relation entre B-V et la température est illustrée dans la figure 2.

Figure 2

Le Soleil avec une température de surface de 5 800 K a un indice B-V de 0,62.