De meeste sterren worden gegroepeerd in een klein aantal spectraaltypen. In de Henry Draper-catalogus en de Bright Star-catalogus zijn spectraaltypen opgenomen van de heetste tot de koelste sterren (zie stellaire classificatie). Deze typen worden, in volgorde van afnemende temperatuur, aangeduid met de letters O, B, A, F, G, K en M. Deze groep wordt aangevuld met R- en N-type sterren (tegenwoordig vaak koolstofsterren of C-type sterren genoemd) en S-type sterren. De R-, N- en S-type sterren verschillen van de andere in chemische samenstelling; het zijn ook altijd reuzen- of superreuzensterren. Met de ontdekking van bruine dwergen – objecten die zich als sterren vormen, maar niet door thermonucleaire fusie schitteren – is het systeem van stellaire classificatie uitgebreid met de spectraaltypen L, T en Y.
De spectrale reeks O tot en met M vertegenwoordigt sterren van in wezen dezelfde chemische samenstelling, maar met verschillende temperaturen en atmosferische drukken. Deze eenvoudige interpretatie, die in de jaren twintig van de vorige eeuw door de Indiase astrofysicus Meghnad N. Saha naar voren werd gebracht, vormde de fysische basis voor alle latere interpretaties van stelspectra. De spectrale reeks is ook een kleurenreeks: de O- en B-type sterren zijn intrinsiek het blauwst en het heetst; de M-, R-, N- en S-type sterren zijn het roodst en het koelst.
Bij de koele sterren van type M wijzen de spectra op de aanwezigheid van bekende metalen, waaronder ijzer, calcium, magnesium, en ook titaniumoxidemoleculen (TiO), vooral in het rode en groene deel van het spectrum. In de iets hetere K-type sterren verdwijnen de TiO-kenmerken en vertoont het spectrum een rijkdom aan metallische lijnen. Enkele bijzonder stabiele fragmenten van moleculen zoals cyanogeen (CN) en het hydroxylradicaal (OH) blijven bestaan in deze sterren en zelfs in G-type sterren zoals de zon. De spectra van G-type sterren worden gedomineerd door de karakteristieke lijnen van metalen, met name die van ijzer, calcium, natrium, magnesium en titanium.
Het gedrag van calcium illustreert het verschijnsel van thermische ionisatie. Bij lage temperaturen behoudt een calciumatoom al zijn elektronen en straalt een spectrum uit dat kenmerkend is voor het neutrale of normale atoom; bij hogere temperaturen hebben botsingen tussen atomen en elektronen en de absorptie van straling de neiging elektronen los te maken en afzonderlijk geïoniseerde calciumatomen te produceren. Tegelijkertijd kunnen deze ionen recombineren met elektronen om neutrale calciumatomen te produceren. Bij hoge temperaturen of lage elektronendruk, of beide, zijn de meeste atomen geïoniseerd. Bij lage temperaturen en hoge dichtheden is het evenwicht in het voordeel van de neutrale toestand. De concentraties van ionen en neutrale atomen kunnen worden berekend uit de temperatuur, de dichtheid en de ionisatiepotentiaal (namelijk de energie die nodig is om een elektron van het atoom los te maken).
De absorptielijn van neutraal calcium bij 4227 Å is dus sterk in koele M-type dwergsterren, waarin de druk hoog en de temperatuur laag is. In de hetere G-type sterren daarentegen zijn de lijnen van geïoniseerd calcium bij 3968 en 3933 Å (de H- en K-lijnen) veel sterker dan alle andere kenmerken in het spectrum.
In sterren van spectraaltype F zijn de lijnen van neutrale atomen zwak ten opzichte van die van geïoniseerde atomen. De waterstoflijnen zijn sterker en bereiken hun maximale intensiteit in sterren van het A-type, waarin de oppervlaktetemperatuur ongeveer 9000 K bedraagt. Daarna vervagen deze absorptielijnen geleidelijk naarmate de waterstof geïoniseerd raakt.
De hete sterren van het B-type, zoals Epsilon Orionis, worden gekarakteriseerd door lijnen van helium en van afzonderlijk geïoniseerde zuurstof, stikstof en neon. In zeer hete O-type sterren verschijnen lijnen van geïoniseerd helium. Andere opvallende kenmerken zijn lijnen van dubbel geïoniseerde stikstof, zuurstof en koolstof en van drievoudig geïoniseerd silicium, die allemaal meer energie nodig hebben om te produceren.
In het modernere systeem van spectrale classificatie, het MK-systeem genoemd (naar de Amerikaanse astronomen William W. Morgan en Philip C. Keenan, die het introduceerden), wordt de helderheidsklasse aan de ster toegewezen samen met het Draper-spectraaltype. Zo is de ster Alpha Persei geclassificeerd als F5 Ib, wat betekent dat hij ongeveer halverwege tussen het begin van type F (F0) en type G (G0) valt. Het Ib achtervoegsel betekent dat het een matig heldere superreus is. De ster Pi Cephei, geclassificeerd als G2 III, is een reus die tussen G0 en K0 valt, maar veel dichter bij G0 staat. De zon, een dwergster van type G2, is geclassificeerd als G2 V. Een ster van helderheidsklasse II valt tussen reuzen en superreuzen in; een ster van klasse IV wordt een subreus genoemd.