Наиболее полной информацией об излучении звезды является распределение энергии в ее спектре, выраженное в абсолютных энергетических единицах, как это удается получить для Солнца (см. sect; 118). Однако достаточно точные спектрофотометрические измерения можно осуществить лишь для сравнительно небольшого числа звезд, поток излучения от которых наибольший. В тех случаях, когда это удается сделать, оказывается, что звезды излучают не по закону Планка, причем нередко отличие сильнее, чем в случае Солнца.

Для слабых звезд, излучение которых удается зарегистрировать лишь в широком участке спектра, единственным источником информации остается поток излучения, определяющий их звездные величины.

Некоторое представление о распределении энергии в спектре звезд можно получить, если измерять поток их излучения в различных частях спектра, пользуясь светофильтрами. Так получаются различные системы звездных величин, понятие о которых было введено в sect; 103.

Звездные величины, полученные в результате применения визуальных фотометров или путем глазомерных оценок, называются визуальными. До изобретения фотографин и применения ее в астрономии визуальные методы определения звездных величин были единственным способом фотометрии звезд. Сейчас этот метод играет меньшую роль, хотя его и применяют при исследовании переменных звезд.

Звездные величины, которые получаются методом фотометрических измерений изображений звезд, полученных на несенсибилизированной фотоэмульсии, называются фотографическими звездными величинами.

Звездные величины, которые получаются методом фотометрических измерений изображений звезд, полученных на ортохроматических или изоортохроматических эмульсиях со специальным желтым светофильтром, называются фотовизуальными. Поскольку спектральная чувствительность сенсибилизированной фотоэмульсии в сочетании с определенным желтым светофильтром может быть сделана близкой к спектральной чувствительности глаза, эта комбинация используется для того, чтобы получающаяся в результате система звездных величин была близка к результатам глазомерных определений.

Наиболее точные современные определения потока излучения от звезд получаются фотоэлектрическими или фотографическими методами с  применением специально подобранных светофильтров в новой международной системе U, В, V, что соответствует измерению потока в трех участках спектра: ультрафиолетовой (U), синей (В) и желтой (визуальной - V). Существуют и другие многоцветные фотометрические системы, включающие, например, измерения в красной или инфракрасной областях спектра.

Для определения звездных величин/в данной системе (при соответствующей комбинации светофильтра и приемника излучения) сравниваются световые потоки от исследуемых звезд и от звезд сравнения, принятых в качестве стандартов. Помимо этого необходимо еще исследовать саму систему, т.е. лабораторным путем найти ту область спектра, которая фактически используется в рассматриваемой системе. Результаты звездной фотометрии, полученные в различных фотометрических системах, с успехом могут быть использованы наряду со спектральной классификацией для определения температур звезд. Это основано на том факте, что положение максимума на кривой распределения энергии в спектре звезды, т.е. фактически ее цвет, зависит от температуры. Как правило, закон Планка неприменим к излучению звезд. Поэтому соответствующая зависимость далеко не такая простая, как закон Вина (7.21), и ее можно найти только путем специальных исследовании. выполняемых отдельно для звезд различных типов.

Обычно рассматривают не длину волны максимума излучения, а некоторую объективную характеристику цвета звезды, называемую показателем цвета, и устанавливают эмпирическую зависимость ее от эффективной температуры, характеризующей, как мы помним, суммарную энергию излучения звезды. Судить о цвете можно, сравнивая потоки излучения в различных областях спектра. Поэтому показатель цвета определяется как разность между звездными величинами, измеренными в двух каких-либо фотометрических системах, например, фотографической и фотовизуальной.

В этом случае показатель цвета (соlor  index) равен

CI = mpg   -  mpv(11.1)

где mpg и mpv - соответственно фотографическая и фотовизуальная звездные

величины. В системе U, В, V обычно пользуются двумя показателями цвета: основным

(В - V) и ультрафиолетовым (U - В).

Поскольку шкала звездных величин определяется через отношение освещенностей, а

нуль-пункт ее выбирается произвольно (см. sect; 103), в такой же степени оказывается произвольным и нуль-пункт шкалы показателей цвета. Условились считать, что показатель цвета (В - V) равен нулю для звезд класса А0. Показатели цвета звезд более горячих, чем класса А (сильнее излучающих в фотографической области спектра), окажутся отрицательными (т.е. фотографическая звездная величина меньше фотовизуальной). Наоборот, показатели цвета звезд более поздних спектральных классов, чем А, положительны, так  как они сильнее излучают в видимой области спектра.

В табл. 9 приведены примерные значения показателей цвета звезд различных спектральных классов.

Раздел астрофизики, посвященный изучению показателей цвета звезд, называется колориметрией. Его целью является измерение показателей цвета различными методами и нахождение других величин, характеризующих спектральный состав излучения звезд, а также установление связи между этими характеристиками и температурой.