La maggior parte delle stelle sono raggruppate in un piccolo numero di tipi spettrali. L’Henry Draper Catalogue e il Bright Star Catalogue elencano i tipi spettrali dalle stelle più calde a quelle più fredde (vedi classificazione stellare). Questi tipi sono designati, in ordine di temperatura decrescente, dalle lettere O, B, A, F, G, K e M. Questo gruppo è completato da stelle di tipo R e N (oggi spesso chiamate stelle al carbonio o di tipo C) e stelle di tipo S. Le stelle di tipo R, N e S differiscono dalle altre per la composizione chimica; inoltre, sono invariabilmente stelle giganti o supergiganti. Con la scoperta delle nane brune – oggetti che si formano come le stelle ma non brillano per fusione termonucleare – il sistema di classificazione stellare è stato ampliato per includere i tipi spettrali L, T e Y.
La sequenza spettrale da O a M rappresenta stelle con essenzialmente la stessa composizione chimica ma con temperature e pressioni atmosferiche diverse. Questa semplice interpretazione, proposta negli anni ’20 dall’astrofisico indiano Meghnad N. Saha, ha fornito la base fisica per tutte le successive interpretazioni degli spettri stellari. La sequenza spettrale è anche una sequenza di colori: le stelle di tipo O e B sono intrinsecamente le più blu e le più calde; le stelle di tipo M, R, N e S sono le più rosse e le più fredde.
Nel caso delle stelle fredde di tipo M, gli spettri indicano la presenza di metalli familiari, tra cui ferro, calcio, magnesio e anche molecole di ossido di titanio (TiO), soprattutto nelle parti rosse e verdi dello spettro. Nelle stelle di tipo K, un po’ più calde, le caratteristiche del TiO scompaiono, e lo spettro mostra una ricchezza di linee metalliche. Alcuni frammenti particolarmente stabili di molecole come il cianogeno (CN) e il radicale idrossile (OH) persistono in queste stelle e anche in stelle di tipo G come il Sole. Gli spettri delle stelle di tipo G sono dominati dalle linee caratteristiche dei metalli, in particolare quelle di ferro, calcio, sodio, magnesio e titanio.
Il comportamento del calcio illustra il fenomeno della ionizzazione termica. A basse temperature un atomo di calcio conserva tutti i suoi elettroni e irradia uno spettro caratteristico dell’atomo neutro, o normale; a temperature più alte le collisioni tra atomi ed elettroni e l’assorbimento della radiazione tendono entrambi a staccare gli elettroni e a produrre atomi di calcio singolarmente ionizzati. Allo stesso tempo, questi ioni possono ricombinarsi con gli elettroni per produrre atomi di calcio neutri. Ad alte temperature o basse pressioni di elettroni, o entrambe, la maggior parte degli atomi sono ionizzati. A basse temperature e alte densità, l’equilibrio favorisce lo stato neutro. Le concentrazioni degli ioni e degli atomi neutri possono essere calcolate dalla temperatura, dalla densità e dal potenziale di ionizzazione (cioè l’energia richiesta per staccare un elettrone dall’atomo).
La linea di assorbimento del calcio neutro a 4227 Å è quindi forte nelle stelle nane fredde di tipo M, in cui la pressione è alta e la temperatura è bassa. Nelle stelle più calde di tipo G, invece, le linee del calcio ionizzato a 3968 e 3933 Å (le linee H e K) diventano molto più forti di qualsiasi altra caratteristica dello spettro.
Nelle stelle di tipo spettrale F, le linee degli atomi neutri sono deboli rispetto a quelle degli atomi ionizzati. Le linee dell’idrogeno sono più forti e raggiungono la loro massima intensità nelle stelle di tipo A, in cui la temperatura superficiale è di circa 9.000 K. In seguito, queste linee di assorbimento si attenuano gradualmente man mano che l’idrogeno si ionizza.
Le stelle calde di tipo B, come Epsilon Orionis, sono caratterizzate da linee di elio e di ossigeno, azoto e neon singolarmente ionizzati. Nelle stelle molto calde di tipo O, appaiono linee di elio ionizzato. Altre caratteristiche prominenti includono linee di azoto, ossigeno e carbonio doppiamente ionizzati e di silicio triplamente ionizzato, che richiedono più energia per essere prodotti.
Nel sistema più moderno di classificazione spettrale, chiamato sistema MK (dagli astronomi americani William W. Morgan e Philip C. Keenan, che lo introdussero), la classe di luminosità è assegnata alla stella insieme al tipo spettrale Draper. Per esempio, la stella Alpha Persei è classificata come F5 Ib, il che significa che cade circa a metà strada tra l’inizio del tipo F (cioè, F0) e del tipo G (cioè, G0). Il suffisso Ib significa che è una supergigante moderatamente luminosa. La stella Pi Cephei, classificata come G2 III, è una gigante compresa tra G0 e K0 ma molto più vicina a G0. Il Sole, una stella nana di tipo G2, è classificata come G2 V. Una stella di classe di luminosità II cade tra le giganti e le supergiganti; una di classe IV è chiamata subgigante.