De flesta stjärnor delas in i ett litet antal spektraltyper. Henry Draper-katalogen och Bright Star-katalogen listar spektraltyper från de hetaste till de kallaste stjärnorna (se stjärnklassificering). Dessa typer betecknas, i fallande temperaturordning, med bokstäverna O, B, A, F, G, K och M. Denna grupp kompletteras av stjärnor av R- och N-typ (idag ofta kallade kol- eller C-typstjärnor) och stjärnor av S-typ. Stjärnorna av R-, N- och S-typ skiljer sig från de andra genom sin kemiska sammansättning, och de är alltid jättestjärnor eller superjättestjärnor. I och med upptäckten av bruna dvärgar – objekt som bildas som stjärnor men som inte lyser genom termonukleär fusion – har systemet för klassificering av stjärnor utvidgats till att även omfatta spektraltyperna L, T och Y.
Spektralsekvensen O till M representerar stjärnor med i stort sett samma kemiska sammansättning, men med olika temperaturer och atmosfärstryck. Denna enkla tolkning, som lades fram på 1920-talet av den indiske astrofysikern Meghnad N. Saha, har utgjort den fysiska grunden för alla senare tolkningar av stjärnspektrum. Spektralföljden är också en färgföljd: stjärnor av O- och B-typ är i sig de blåaste och hetaste; stjärnor av M-, R-, N- och S-typ är de rödaste och svalaste.
För svala stjärnor av typ M visar spektren på förekomsten av välkända metaller, bland annat järn, kalcium, magnesium och även titanoxidmolekyler (TiO), särskilt i de röda och gröna delarna av spektrumet. I de något varmare stjärnorna av K-typ försvinner TiO-funktionerna och spektrumet uppvisar en mängd metalliska linjer. Några särskilt stabila fragment av molekyler som cyanogen (CN) och hydroxylradikalen (OH) finns kvar i dessa stjärnor och till och med i stjärnor av G-typ som solen. Spektren hos stjärnor av G-typ domineras av de karakteristiska linjerna hos metaller, särskilt de hos järn, kalcium, natrium, magnesium och titan.
Kalciums beteende illustrerar fenomenet termisk jonisering. Vid låga temperaturer behåller en kalciumatom alla sina elektroner och utstrålar ett spektrum som är karakteristiskt för den neutrala, eller normala, atomen; vid högre temperaturer tenderar kollisioner mellan atomer och elektroner och absorption av strålning att avlägsna elektroner och ge upphov till enstaka joniserade kalciumatomer. Samtidigt kan dessa joner rekombineras med elektroner för att producera neutrala kalciumatomer. Vid höga temperaturer eller låga elektrontryck, eller båda, är de flesta atomerna joniserade. Vid låga temperaturer och höga tätheter gynnar jämvikten det neutrala tillståndet. Koncentrationerna av joner och neutrala atomer kan beräknas från temperaturen, densiteten och joniseringspotentialen (nämligen den energi som krävs för att lösgöra en elektron från atomen).
Absorptionslinjen för neutralt kalcium vid 4227 Å är alltså stark i svala dvärgstjärnor av M-typ, där trycket är högt och temperaturen låg. I de varmare stjärnorna av G-typ blir däremot linjerna för joniserat kalcium vid 3968 och 3933 Å (H- och K-linjerna) mycket starkare än något annat inslag i spektrumet.
I stjärnor av spektraltyp F är linjerna för neutrala atomer svaga i förhållande till linjerna för joniserade atomer. Vätgaslinjerna är starkare och uppnår sin maximala intensitet i stjärnor av A-typ, där yttemperaturen är cirka 9 000 K. Därefter bleknar dessa absorptionslinjer gradvis när vätgasen joniseras.
De heta stjärnorna av B-typ, som till exempel Epsilon Orionis, kännetecknas av linjer av helium och av singulärt joniserat syre, kväve och neon. I mycket heta stjärnor av O-typ uppträder linjer av joniserat helium. Andra framträdande drag är linjer av dubbelt joniserat kväve, syre och kol och av tredubbelt joniserat kisel, som alla kräver mer energi för att produceras.
I det modernare systemet för spektralklassificering, kallat MK-systemet (efter de amerikanska astronomerna William W. Morgan och Philip C. Keenan, som introducerade det), tilldelas stjärnan luminositetsklass tillsammans med Drapers spektraltyp. Exempelvis klassificeras stjärnan Alpha Persei som F5 Ib, vilket innebär att den faller ungefär halvvägs mellan början av typ F (dvs. F0) och början av typ G (dvs. G0). Ib-suffixet innebär att det är en måttligt lysande superjätte. Stjärnan Pi Cephei, som klassificeras som G2 III, är en jätte som faller mellan G0 och K0 men mycket närmare G0. Solen, en dvärgstjärna av typ G2, klassificeras som G2 V. En stjärna av luminositetsklass II ligger mellan jättar och superjättar; en stjärna av klass IV kallas för en underjätte.