ほとんどの星は、少数のスペクトル型に分類されます。 ヘンリー・ドレイパー・カタログやブライトスター・カタログには、最も高温の星から最も低温の星までのスペクトル型が掲載されています（恒星の分類を参照）。 これらの星は、温度の低い順にO、B、A、F、G、K、Mと呼ばれ、さらにR型、N型（現在では炭素星、C型とも呼ばれる）、S型の星が加わっている。 R型、N型、S型は化学組成が他の星と異なり、必ず巨大星か超巨大星である。 褐色矮星という恒星のように熱核融合で輝かない天体の発見により、L型、T型、Y型と分類が広がっています。
OからMまでのスペクトル列は、基本的に同じ化学組成でありながら、温度や気圧が異なる星を表しています。1920年代にインドの天体物理学者Meghnad N. Sahaによって提唱されたこの単純な解釈が、その後の星のスペクトルに関するすべての解釈の物理的基礎を提供します。
M 型の冷たい星の場合、スペクトルは、特に赤と緑の部分で、鉄、カルシウム、マグネシウム、および酸化チタン分子 (TiO) を含む身近な金属の存在を示しています。 さらに高温の K 型星では、TiO の特徴が消え、豊富な金属線が見られるようになる。 これらの星や太陽のようなG型星でも、シアノゲン（CN）やヒドロキシルラジカル（OH）のような、特に安定な分子の断片がわずかに残っている。 G型星のスペクトルは、金属線、特に鉄、カルシウム、ナトリウム、マグネシウム、チタンの特徴的な線によって支配されています。
カルシウムの振る舞いは、熱電離の現象を示しています。 低温ではカルシウム原子はすべての電子を保持し、中性原子（正常原子）に特徴的なスペクトルを放射します。高温では原子と電子の衝突と放射線の吸収の両方が電子を引き離し、一重イオン化したカルシウム原子を生成する傾向があります。 同時に、これらのイオンは電子と再結合し、中性のカルシウム原子を生成することができる。 高温、低電子圧、またはその両方では、ほとんどの原子が電離している。 低温で高密度の場合、平衡は中性状態に有利に働く。
イオンと中性原子の濃度は、温度、密度、電離ポテンシャル（すなわち、原子から電子を切り離すのに必要なエネルギー）から計算することができる。
スペクトル型Fの星では、中性原子の線はイオン化した原子の線に比べれば弱い。 その後、水素が電離するにつれて、これらの吸収線は次第に弱くなる。
イプシロンオリオニスのような高温のB型星では、ヘリウムや一重イオン化した酸素、窒素、ネオンの線が特徴的である。 また、非常に高温のO型星では、電離したヘリウムの線が現れる。
より現代的なスペクトル分類法であるMKシステム（アメリカの天文学者ウィリアム・W・モーガンとフィリップ・C・キーナンにちなむ）では、ドレイパー分光型とともに光度階級が星に割り当てられています。 例えば、ペルセウス座α星はF5 Ib型に分類され、F型の始まり（F0）とG型の始まり（G0）のほぼ中間に位置することになる。 Ibは、中程度の明るさを持つ超巨星であることを意味する。 G2 IIIに分類されるパイ・ケフェイ星は、G0とK0の間に位置する巨星だが、G0にかなり近い。 G2型の矮星である太陽はG2 Vに分類されます。光度階級IIは、巨星と超巨星の間に位置し、光度階級IVの星は亜巨星と呼ばれます。