Większość gwiazd jest pogrupowana w niewielką liczbę typów widmowych. Katalog Henry’ego Drapera i Katalog Jasnych Gwiazd wymieniają typy widmowe od najgorętszych do najchłodniejszych gwiazd (patrz klasyfikacja gwiazd). Typy te oznaczone są, w kolejności malejącej temperatury, literami O, B, A, F, G, K i M. Grupę tę uzupełniają gwiazdy typu R i N (dziś często określane jako gwiazdy węglowe lub typu C) oraz gwiazdy typu S. Gwiazdy typu R, N i S różnią się od pozostałych składem chemicznym; są też niezmiennie gwiazdami olbrzymimi lub supergwiazdami. Wraz z odkryciem brązowych karłów – obiektów, które formują się jak gwiazdy, ale nie świecą w wyniku syntezy termojądrowej – system klasyfikacji gwiazd został rozszerzony o typy widmowe L, T i Y.
Sekwencja widmowa od O do M reprezentuje gwiazdy o zasadniczo tym samym składzie chemicznym, ale o różnych temperaturach i ciśnieniach atmosferycznych. Ta prosta interpretacja, przedstawiona w latach 20. przez indyjskiego astrofizyka Meghnada N. Sahę, dostarczyła fizycznej podstawy dla wszystkich późniejszych interpretacji widm gwiazdowych. Sekwencja spektralna jest również sekwencją kolorów: gwiazdy typu O i B są z natury najbardziej niebieskie i najgorętsze; gwiazdy typu M, R, N i S są najbardziej czerwone i chłodne.
W przypadku chłodnych gwiazd typu M, widma wskazują na obecność znanych nam metali, w tym żelaza, wapnia, magnezu, a także cząsteczek tlenku tytanu (TiO), szczególnie w czerwonej i zielonej części widma. W nieco gorętszych gwiazdach typu K, cechy TiO znikają, a widmo ukazuje bogactwo linii metalicznych. Kilka szczególnie stabilnych fragmentów molekuł takich jak cyjanogen (CN) i rodnik hydroksylowy (OH) utrzymuje się w tych gwiazdach, a nawet w gwiazdach typu G, takich jak Słońce. Widma gwiazd typu G są zdominowane przez charakterystyczne linie metali, w szczególności żelaza, wapnia, sodu, magnezu i tytanu.
Zachowanie wapnia ilustruje zjawisko jonizacji termicznej. W niskich temperaturach atom wapnia zachowuje wszystkie swoje elektrony i emituje widmo charakterystyczne dla atomu neutralnego lub normalnego; w wyższych temperaturach kolizje pomiędzy atomami i elektronami oraz absorpcja promieniowania mają tendencję do odrywania elektronów i tworzenia pojedynczo zjonizowanych atomów wapnia. Jednocześnie, jony te mogą rekombinować z elektronami, tworząc neutralne atomy wapnia. W wysokich temperaturach lub przy niskim ciśnieniu elektronów, lub w obu przypadkach, większość atomów jest zjonizowana. W niskich temperaturach i wysokich gęstościach, równowaga sprzyja stanowi neutralnemu. Koncentracje jonów i atomów neutralnych można obliczyć na podstawie temperatury, gęstości i potencjału jonizacji (czyli energii potrzebnej do oderwania elektronu od atomu).
Linia absorpcyjna neutralnego wapnia przy 4227 Å jest więc silna w chłodnych gwiazdach karłowatych typu M, w których ciśnienie jest wysokie, a temperatura niska. Natomiast w gorętszych gwiazdach typu G linie zjonizowanego wapnia przy 3968 i 3933 Å (linie H i K) stają się znacznie silniejsze niż jakakolwiek inna cecha widma.
W gwiazdach typu widmowego F linie neutralnych atomów są słabe w porównaniu z liniami atomów zjonizowanych. Linie wodoru są silniejsze i osiągają maksymalne natężenie w gwiazdach typu A, w których temperatura powierzchni wynosi około 9000 K. Następnie te linie absorpcyjne stopniowo zanikają w miarę jonizacji wodoru.
Gorące gwiazdy typu B, takie jak Epsilon Orionis, charakteryzują się liniami helu oraz pojedynczo zjonizowanego tlenu, azotu i neonu. W bardzo gorących gwiazdach typu O pojawiają się linie zjonizowanego helu. Inne wyróżniające się cechy to linie podwójnie zjonizowanego azotu, tlenu i węgla oraz potrójnie zjonizowanego krzemu, których wytworzenie wymaga więcej energii.
W bardziej nowoczesnym systemie klasyfikacji widmowej, zwanym systemem MK (od nazwiska amerykańskich astronomów Williama W. Morgana i Philipa C. Keenana, którzy go wprowadzili), klasa jasności jest przypisana do gwiazdy wraz z typem widmowym Drapera. Na przykład, gwiazda Alpha Persei jest sklasyfikowana jako F5 Ib, co oznacza, że znajduje się mniej więcej w połowie drogi między początkiem typu F (czyli F0) i typu G (czyli G0). Przyrostek Ib oznacza, że jest to umiarkowanie jasny supergigant. Gwiazda Pi Cephei, sklasyfikowana jako G2 III, jest olbrzymem mieszczącym się pomiędzy G0 a K0, ale znacznie bliżej G0. Słońce, karłowata gwiazda typu G2, jest sklasyfikowana jako G2 V. Gwiazda klasy jasności II plasuje się pomiędzy olbrzymami a supergigantami; gwiazda klasy IV nazywana jest subgigantem.