Độ sáng của một ngôi sao có thể được xác định từ hai đặc điểm của sao: kích thước và nhiệt độ hiệu dụng . [10] Kích thước sao thường được đo tỷ lệ với bán kính Mặt Trời R⊙, trong khi nhiệt độ hiệu dụng được thể hiện bằng độ Kelvin, nhưng trong nhiều trường hợp không thể đo trực tiếp. Để xác định bán kính của một ngôi sao, cần có hai số liệu khác: đường kính góc của ngôi sao và khoảng cách của nó với Trái Dất. Cả hai đều có thể được đo với độ chính xác cao trong một số trường hợp nhất định, với các siêu sao mát thường có đường kính góc lớn và một số ngôi sao tiến hóa mát có các mặt nạ trong khí quyển có thể được sử dụng để đo thị sai bằng VLBI . Tuy nhiên, đối với hầu hết các ngôi sao, đường kính góc hoặc thị sai, hoặc cả hai, đều thấp hơn khả năng đo lường của chúng tôi một cách chắc chắn. Vì nhiệt độ hiệu quả chỉ là một con số đại diện cho nhiệt độ của vật thể đen sẽ tái tạo độ sáng, nên rõ ràng không thể đo trực tiếp, nhưng có thể ước tính được từ quang phổ.

Một cách khác để đo độ sáng của sao là đo độ sáng biểu kiến và khoảng cách của sao. Thành phần thứ ba cần thiết để thu được độ sáng là mức độ tuyệt chủng giữa các vì sao, một điều kiện thường phát sinh do khí và bụi có trong môi trường liên sao (ISM), bầu khí quyển của Trái đất và vật chất giữa các liên sao . Do đó, một trong những thách thức trung tâm của thiên văn học trong việc xác định độ sáng của một ngôi sao là lấy được các phép đo chính xác cho từng thành phần này, mà không có con số độ sáng chính xác nào để nắm bắt. [11] Sự tuyệt chủng chỉ có thể được đo trực tiếp nếu cả độ sáng thực tế và độ sáng quan sát đều được biết, nhưng nó có thể được ước tính từ màu sắc quan sát được của một ngôi sao, sử dụng các mô hình mức độ đỏ dự kiến từ môi trường liên sao.

Trong hệ thống phân loại sao hiện nay, các ngôi sao được phân nhóm theo nhiệt độ, với các sao lớp O khổng lồ, rất trẻ và tràn đầy năng lượng, có nhiệt độ vượt quá 30.000 K trong khi các sao lớp M lớn hơn, thường già hơn có nhiệt độ dưới 3.500 K. Bởi vì độ sáng tỷ lệ thuận với nhiệt độ với năng lượng thứ tư, sự thay đổi lớn về nhiệt độ của sao tạo ra một sự thay đổi lớn hơn về độ sáng của sao. [12] Do độ sáng phụ thuộc vào công suất lớn của khối sao, nên các ngôi sao phát sáng có khối lượng lớn có tuổi thọ ngắn hơn nhiều. Những ngôi sao sáng nhất luôn là những ngôi sao trẻ, có tuổi thọ tối đa không quá vài triệu năm. Trong sơ đồ Hertzsprung-Russell, trục x biểu thị nhiệt độ hoặc loại quang phổ trong khi trục y biểu thị độ chói hoặc cường độ. Phần lớn các ngôi sao được tìm thấy dọc theo dãy chính với các ngôi sao lớp O màu xanh được tìm thấy ở phía trên bên trái của biểu đồ trong khi các ngôi sao lớp M màu đỏ thuộc vùng phía dưới bên phải. Một số ngôi sao như Deneb và Betelgeuse được tìm thấy ở trên và bên phải của chuỗi chính, sáng hơn hoặc mát hơn so với các điểm tương đương của chúng trên chuỗi chính. Độ chói tăng ở cùng nhiệt độ, hoặc nhiệt độ lạnh hơn ở cùng độ chói, cho thấy những ngôi sao này lớn hơn những ngôi sao trên dãy chính và chúng được gọi là sao khổng lồ hoặc sao siêu khổng lồ.

Các sao siêu khổng lồ màu xanh và trắng là những ngôi sao có độ sáng cao có phần mát hơn so với các ngôi sao theo trình tự chính phát sáng nhất. Một ngôi sao như Deneb, ví dụ, có độ sáng khoảng 200.000 L⊙, loại quang phổ A2, và nhiệt độ hiệu dụng khoảng 8.500 K, có nghĩa là nó có bán kính khoảng 203 bán kính Mặt Trời[Chuyển đổi: Đơn vị bất ngờ] . Để so sánh, các siêu khổng lồ đỏ Betelgeuse có độ sáng khoảng 100.000 L⊙, loại quang phổ của M2, và nhiệt độ ~ 3.500 K, có nghĩa là bán kính của nó là khoảng 1.000 bán kính Mặt Trời[Chuyển đổi: Đơn vị bất ngờ] . Sao siêu khổng lồ đỏ là loại sao lớn nhất, nhưng các sao sáng nhất thì nhỏ hơn và nóng hơn nhiều, với nhiệt độ lên tới 50.000 K và hơn nữa với độ sáng vài triệu L⊙, có nghĩa là bán kính của họ chỉ là một hàng chục R⊙. Ví dụ, R136a1 có nhiệt độ trên 50.000 K và độ sáng của hơn 8.000.000 L⊙ (chủ yếu ở các tia cực tím), nó chỉ có kích cỡ 35 bán kính Mặt Trời[Chuyển đổi: Đơn vị bất ngờ] .