Stjärnans färg är nära relaterad till stjärnans yttemperatur. Enligt Wiens förskjutningslag är våglängden för toppemissionen från en svartkropp omvänt proportionell mot dess temperatur. När det gäller stjärnor sänder hetare stjärnor ut mer av sin energi vid kortare våglängder och verkar blåa eller vita, medan kallare stjärnor avger mer av sin energi vid längre våglängder och ser orange, röd eller till och med infraröd ut.

Förhållandet mellan stjärnans färg och massa bestäms främst av stjärnans ljusstyrka och effektiva temperatur. I allmänhet är mer massiva stjärnor mer lysande och har högre yttemperaturer. Detta beror på att mer massiva stjärnor har en starkare gravitationskraft, vilket gör att deras kärnor blir tätare och hetare. Som ett resultat producerar de mer energi genom kärnfusionsreaktioner och avger mer ljus.

Därför, ju högre massa en stjärna har, desto varmare och blåare tenderar den att bli. Till exempel är stjärnor av O-typ och B-typ mycket massiva och varma, och avger främst blått ljus. Å andra sidan är stjärnor av M-typ de minst massiva och coolaste, de verkar röda eller orange.

Hertzsprung-Russell-diagrammet (H-R-diagram) illustrerar visuellt förhållandet mellan stjärnfärg, massa och andra stjärnegenskaper. På H-R-diagrammet plottas stjärnor enligt deras ljusstyrka på den vertikala axeln och deras effektiva temperatur på den horisontella axeln. De olika regionerna i diagrammet motsvarar olika stjärntyper baserat på deras färg och massa.

Det är viktigt att notera att medan stjärnans färg främst påverkas av temperaturen, kan andra faktorer påverka den observerade färgen, såsom stjärnans ålder, kemiska sammansättning och närvaron av damm och gas i den omgivande miljön.