Majoritatea stelelor sunt grupate într-un număr mic de tipuri spectrale. Catalogul Henry Draper și Catalogul Stelelor Strălucitoare enumeră tipurile spectrale de la cele mai fierbinți până la cele mai reci stele (vezi clasificarea stelară). Aceste tipuri sunt desemnate, în ordinea descrescătoare a temperaturii, prin literele O, B, A, F, G, K și M. Acest grup este completat de stelele de tip R și N (astăzi adesea denumite adesea stele de carbon sau stele de tip C) și stele de tip S. Stelele de tip R-, N- și S diferă de celelalte prin compoziția chimică; de asemenea, acestea sunt invariabil stele gigantice sau supergigante. Odată cu descoperirea piticelor brune – obiecte care se formează ca stelele, dar care nu strălucesc prin fuziune termonucleară – sistemul de clasificare stelară a fost extins pentru a include tipurile spectrale L, T și Y.
Secvența spectrală de la O la M reprezintă stele cu o compoziție chimică în esență identică, dar cu temperaturi și presiuni atmosferice diferite. Această interpretare simplă, avansată în anii 1920 de către astrofizicianul indian Meghnad N. Saha, a constituit baza fizică pentru toate interpretările ulterioare ale spectrelor stelare. Secvența spectrală este, de asemenea, o secvență de culori: stelele de tip O și B sunt, în mod intrinsec, cele mai albastre și cele mai fierbinți; stelele de tip M, R, N și S sunt cele mai roșii și cele mai reci.
În cazul stelelor reci de tip M, spectrele indică prezența metalelor familiare, inclusiv a fierului, calciului, magneziului și, de asemenea, a moleculelor de oxid de titan (TiO), în special în părțile roșii și verzi ale spectrului. În cazul stelelor de tip K, ceva mai fierbinți, caracteristicile TiO dispar, iar spectrul prezintă o multitudine de linii metalice. Câteva fragmente de molecule deosebit de stabile, cum ar fi cianogenul (CN) și radicalul hidroxil (OH), persistă în aceste stele și chiar în stelele de tip G, cum ar fi Soarele. Spectrele stelelor de tip G sunt dominate de liniile caracteristice ale metalelor, în special cele ale fierului, calciului, sodiului, magneziului și titanului.
Comportamentul calciului ilustrează fenomenul de ionizare termică. La temperaturi scăzute, un atom de calciu își păstrează toți electronii și radiază un spectru caracteristic atomului neutru, sau normal; la temperaturi mai ridicate, atât coliziunile dintre atomi și electroni, cât și absorbția de radiații tind să desprindă electronii și să producă atomi de calciu singurel ionizați. În același timp, acești ioni se pot recombina cu electronii pentru a produce atomi de calciu neutri. La temperaturi ridicate sau la presiuni electronice scăzute, sau la ambele, majoritatea atomilor sunt ionizați. La temperaturi scăzute și densități ridicate, echilibrul favorizează starea neutră. Concentrațiile de ioni și de atomi neutri pot fi calculate pornind de la temperatură, densitate și potențialul de ionizare (și anume, energia necesară pentru a desprinde un electron de la atom).
Linia de absorbție a calciului neutru la 4227 Å este astfel puternică în stelele pitice reci de tip M, în care presiunea este ridicată și temperatura este scăzută. Cu toate acestea, în stelele mai fierbinți de tip G, liniile de calciu ionizat de la 3968 și 3933 Å (liniile H și K) devin mult mai puternice decât orice altă caracteristică din spectru.
În stelele de tip spectral F, liniile atomilor neutri sunt slabe în raport cu cele ale atomilor ionizați. Liniile hidrogenului sunt mai puternice, atingându-și intensitatea maximă în stelele de tip A, în care temperatura de suprafață este de aproximativ 9.000 K. Ulterior, aceste linii de absorbție se estompează treptat, pe măsură ce hidrogenul devine ionizat.
Stelele fierbinți de tip B, cum ar fi Epsilon Orionis, sunt caracterizate de linii de heliu și de oxigen, azot și neon singurel ionizate. La stelele foarte fierbinți de tip O, apar linii de heliu ionizat. Alte caracteristici proeminente includ linii de azot, oxigen și carbon dublu ionizate și de siliciu triplu ionizat, toate acestea necesitând mai multă energie pentru a fi produse.
În sistemul mai modern de clasificare spectrală, numit sistemul MK (după numele astronomilor americani William W. Morgan și Philip C. Keenan, care l-au introdus), stelei i se atribuie clasa de luminozitate împreună cu tipul spectral Draper. De exemplu, steaua Alpha Persei este clasificată ca F5 Ib, ceea ce înseamnă că se află la jumătatea distanței dintre începutul tipului F (adică F0) și al tipului G (adică G0). Sufixul Ib înseamnă că este o supergigantă moderat de luminoasă. Steaua Pi Cephei, clasificată ca G2 III, este o gigantă care se încadrează între G0 și K0, dar mult mai aproape de G0. Soarele, o stea pitică de tip G2, este clasificată ca G2 V. O stea din clasa de luminozitate II se încadrează între gigantice și supergigante; una din clasa IV se numește subgigant.
.