La misura dello splendore di una stella viene generalmente eseguita mediante un fotometro e in questo si inserisce, lungo il percorso del fascio luminoso, un filtro che trasmette soltanto entro una banda più o meno larga; la misura del flusso stellare che si ottiene viene poi convertita, facendo uso della relazione di Pogson, in magnitudini.

Il metodo della fotometria a molti colori utilizza la misura delle magnitudini stellari in vari colori opportunamente scelti; la scelta dei filtri è condotta in modo da poter ricavare nella maniera migliore le caratteristiche che permettono di individuare i vari tipi di stelle, in particolare il tipo spettrale e la classe di luminosità.

Abbiamo già visto come il tipo spettrale sia direttamente legato alla temperatura superficiale delle stelle; invece di determinarlo dall'aspetto dello spettro, lo si può ricavare dalla differenza tra le magnitudini misurate in due diversi intervalli di lunghezze d'onda, cioè in due colori. In modo molto schematico possiamo dire che tale differenza di magnitudini individua una curva di Planck, quella corrispondente alla temperatura della stella.

Il sistema fotometrico più usato è quello che fa uso di tre filtri centrati intorno alle lunghezze d'onda di 3650, 4200 e 5500 Å corrispondenti a Ultravioletto, Blu e Visibile da cui il nome di sistema UBV. Le corrispondenti magnitudini che si misurano sono indicate con O, B e Vegli indici di colore B-V e O-B servono a individuare le caratteristiche stellari. Ad esempio l'indice B-V individua la temperatura superficiale di una stella: quando tale indice è positivo significa che la magnitudine blu è maggiore di quella visuale e poiché a un numero maggiore della magnitudine corrisponde uno splendore minore della stella, un valore di B-V positivo vuoi dire che la stella è più debole nel blu che nel visuale: è quindi più fredda.

La corrispondenza tra indici di colore e tipi spettrali è stata fissata assumendo che le stelle di tipo A0 abbiano indice B-V nullo. Una stella A0 di colore bianco deve allora avere lo stesso splendore nel blu e nel visibile; ne segue che le stelle con B-V negativo sono di tipo spettrale B e O e quelle con B-V positivo sono di tipo spettrale più avanzato di A0.

Il sistema UBV può essere usato anche per stimare gli effetti di luminosità delle stelle; ancor meglio si prestano altri sistemi fotometrici che utilizzano un maggior numero di colori quali il sistema foto metrico di Stromgren.

Anche senza entrare in particolari troppo tecnici, va però sottolineato che, affinché tutte queste misure diano effettivamente delle informazioni sulla radiazione che proviene da una stella, bisogna che siano opportunamente corrette in funzione della sensibilità dello strumento con cui si effettuano le misure e dell'influenza della trasparenza dell'atmosfera terrestre. Questo secondo fattore interviene come una quantità variabile a seconda delle condizioni atmosferiche, dell'altezza della stella sull'orizzonte e della lunghezza d'onda a cui sono eseguite le misure.

Un'ulteriore correzione deve essere poi introdotta per tener conto del fenomeno di arrossamento interstellare provocato dai grani di polvere che si addensano in particolare in direzione della Via Lattea e che provocano un fenomeno di arrossamento simile qualitativamente al fenomeno per cui il Sole sembra arrossarsi al tramonto quando la sua luce deve attraversare un maggiore spessore di atmosfera terrestre. In conseguenza dell'arrossamento interstellare, la distribuzione dell'energia irraggiata dalla stella presenta il massimo della curva spostato verso lunghezze d'onda maggiori; quanto al comportamento dell'arrossamento, o meglio dell'estinzione interstellare, va notato che esso varia linearmente con l'inverso della lunghezza d'onda salvo una deformazione della curva alle lunghezze d'onda ultraviolette centrata intorno a 2200 Å e osservabile mediante strumenti posti a bordo di satelliti.