Sådan fungerer det:
* Blackbody -stråling: Stjerner udsender som alle objekter stråling baseret på deres temperatur. Dette kaldes blackbody -stråling.
* Wiens forskydningslov: Wiens forskydningslov siger, at bølgelængden af spidsemission fra en sortkrop er omvendt proportional med dens temperatur. Dette betyder, at varmere genstande udsender mere stråling ved kortere bølgelængder, som opfattes som blåere farver.
* farvespektrum:
* blå stjerner: De hotteste stjerner udsender det meste af deres stråling i de blå og ultraviolette dele af spektret.
* hvide stjerner: Stjerner med lidt lavere temperaturer end blå stjerner udsender mere stråling i de blå, grønne og gule dele af spektret, der vises hvide.
* gule stjerner: Vores sol er en gul stjerne med en temperatur, der udsender det meste af sin stråling i de grønne, gule og orange dele af spektret.
* orange stjerner: Kølerstjerner udsender mere stråling i de røde og infrarøde dele af spektret, der vises orange.
* Røde stjerner: De sejeste stjerner udsender det meste af deres stråling i den infrarøde, der forekommer rød.
Kortfattet:
Den varmere en stjerne er, jo kortere er bølgelængden af sin højeste emission og den blåere, den vises. Jo køligere en stjerne er, jo længere er bølgelængden af dens højeste emission, og den rødere vises den.
Det er vigtigt at bemærke, at selvom temperaturen er den primære faktor, kan andre faktorer som sammensætningen af stjernens atmosfære have en lille indflydelse på dens farve.