A legtöbb csillagot kevés színképtípusba sorolják. A Henry Draper Katalógus és a Fényes Csillagok Katalógusa a legforróbb csillagoktól a leghidegebbekig sorolja fel a színképtípusokat (lásd csillagosztályozás). Ezeket a típusokat a hőmérséklet csökkenő sorrendjében az O, B, A, F, G, K és M betűkkel jelölik. Ezt a csoportot kiegészítik az R- és N-típusú (ma gyakran szén- vagy C-típusú csillagoknak nevezett) és az S-típusú csillagok. Az R-, N- és S-típusú csillagok kémiai összetételükben különböznek a többitől; emellett kivétel nélkül óriás vagy szuperóriás csillagok. A barna törpék felfedezésével – olyan objektumok, amelyek a csillagokhoz hasonlóan alakulnak ki, de nem termonukleáris fúzióval ragyognak – a csillagok osztályozási rendszere kibővült az L, T és Y színképtípusokkal.
Az O-tól M-ig terjedő színképsorozat lényegében azonos kémiai összetételű, de különböző hőmérsékletű és légköri nyomású csillagokat jelöl. Ez az egyszerű értelmezés, amelyet az 1920-as években az indiai asztrofizikus Meghnad N. Saha terjesztett elő, a csillagok színképének minden későbbi értelmezésének fizikai alapját képezte. A színképsorrend egyben színsorrend is: az O- és B-típusú csillagok eredendően a legkékebbek és legforróbbak; az M-, R-, N- és S-típusú csillagok a legvörösebbek és leghidegebbek.
A hideg M-típusú csillagok esetében a színképek az ismert fémek, köztük vas, kalcium, magnézium, valamint titánoxid-molekulák (TiO) jelenlétére utalnak, különösen a spektrum vörös és zöld részein. A valamivel forróbb K-típusú csillagoknál a TiO-vonások eltűnnek, és a spektrumban rengeteg fémvonalat láthatunk. Néhány különösen stabil molekulatöredék, mint például a cianogén (CN) és a hidroxilgyök (OH) megmarad ezekben a csillagokban, sőt még a G-típusú csillagokban, például a Napban is. A G-típusú csillagok színképét a fémek, különösen a vas, a kalcium, a nátrium, a magnézium és a titán jellegzetes vonalai uralják.
A kalcium viselkedése a termikus ionizáció jelenségét szemlélteti. Alacsony hőmérsékleten a kalciumatom megtartja összes elektronját, és a semleges vagy normál atomra jellemző spektrumot sugároz; magasabb hőmérsékleten az atomok és az elektronok közötti ütközések és a sugárzás elnyelése egyaránt az elektronok leválasztására és egyesével ionizált kalciumatomok előállítására hajlamosít. Ugyanakkor ezek az ionok elektronokkal rekombinálódva semleges kalciumatomokat hozhatnak létre. Magas hőmérsékleten vagy alacsony elektronnyomáson, vagy mindkettőnél az atomok többsége ionizált. Alacsony hőmérsékleten és nagy sűrűségnél az egyensúly a semleges állapotnak kedvez. Az ionok és semleges atomok koncentrációja kiszámítható a hőmérsékletből, a sűrűségből és az ionizációs potenciálból (nevezetesen az elektron atomról való leválasztásához szükséges energiából).
A semleges kalcium 4227 Å-nál húzódó abszorpciós vonala tehát a hűvös M-típusú törpecsillagokban erős, amelyekben a nyomás magas, a hőmérséklet pedig alacsony. A forróbb G-típusú csillagokban azonban az ionizált kalcium 3968 és 3933 Å-nál lévő vonalai (a H és K vonalak) sokkal erősebbek, mint a spektrum bármely más jellemzője.
Az F színképtípusú csillagokban a semleges atomok vonalai gyengék az ionizált atomok vonalaihoz képest. A hidrogénvonalak erősebbek, és maximális intenzitásukat az A-típusú csillagokban érik el, amelyekben a felszíni hőmérséklet körülbelül 9000 K. Ezt követően ezek az abszorpciós vonalak fokozatosan elhalványulnak, ahogy a hidrogén ionizálódik.
A forró B-típusú csillagokat, mint például az Epsilon Orionis, a hélium, valamint az egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén és neon vonalai jellemzik. A nagyon forró O-típusú csillagokban az ionizált hélium vonalai jelennek meg. További kiemelkedő jellemzők a kétszeresen ionizált nitrogén, oxigén és szén, valamint a háromszorosan ionizált szilícium vonalai, amelyek előállításához mind több energiára van szükség.
A színképosztályozás modernebb rendszerében, az úgynevezett MK-rendszerben (William W. Morgan és Philip C. Keenan amerikai csillagászok után, akik ezt bevezették) a csillaghoz a Draper-színképtípussal együtt a fényességosztály is hozzárendelődik. Például az Alpha Persei csillagot F5 Ib kategóriába sorolták, ami azt jelenti, hogy nagyjából félúton van az F típus (azaz az F0) és a G típus (azaz a G0) kezdete között. Az Ib utótag azt jelenti, hogy közepesen fényes szuperóriás. A Pi Cephei csillag, amelyet G2 III-nak minősítettek, egy óriás, amely a G0 és a K0 közé esik, de sokkal közelebb áll a G0-hoz. A Nap, egy G2 típusú törpecsillag, a G2 V. A II. fényességosztályú csillag az óriások és a szuperóriások közé esik; a IV. osztályú csillagot szubóriásnak nevezzük.