La distribution spectrale du rayonnement des étoiles n’est pas très différente de celle d’un corps noir. On a donc pris l’habitude d’exprimer la luminosité L de l’étoile, c’est-à-dire l’énergie totale qu’elle émet par rayonnement, sous la forme d’une température effective Teff, qui est la température qu’aurait un corps noir fictif de mêmes dimensions que l’étoile émettant cette luminosité. On a donc la relation suivante entre L, Teff et le rayon R de l’étoile :
où σ est la constante de Stefan-Boltzmann. Il est cependant difficile d’obtenir directement ces différentes quantités. Une détermination précise de la température effective requiert la mesure quantitative de la distribution spectrale du rayonnement de l’étoile de l’ultraviolet lointain à l’infrarouge moyen, ce qui nécessite des observations au sol bien corrigées de l’absorption atmosphérique et des observations à partir de véhicules spatiaux. On mesure du même coup la luminosité apparente de l’étoile, c’est-à-dire la puissance que l’on en reçoit par unité de surface au-dessus de l’atmosphère terrestre ; mais il faut connaître la distance pour en déduire la luminosité absolue L. Il est également possible de mesurer le rayon angulaire de l’étoile, soit en étudiant les éclipses des composantes d’étoiles doubles l’une par l’autre, soit directement par interférométrie : les premières mesures interférométriques systématiques ont été faites par Hanbury Brown et Twiss à partir de 1956. Actuellement, ces mesures deviennent courantes et on parvient même à obtenir de véritables images des étoiles géantes proches comme Bételgeuse…