大多數恒星光譜是連續譜上有吸收線，少數恒星兼有發射線，或隻有發射線。恒星連續譜的能量分佈，譜線的數目和強度，以及特徵譜線所屬的化學元素，均有極大的差異。恒星的光譜就是根據這些差異來分類的。早期的分類幾乎是純經驗的，因為當時並不確切瞭解產生光譜差異的物理原因。研究恒星大氣物理的進展使人們逐漸認識到，絕大多數恒星光譜的差異，主要不是由化學成分的不同形成的，而是在不同溫度和壓力下由恒星大氣物質的激發和電離狀態的變化形成的。
建建立一個光譜分類系統，通常包括三個步驟：①選擇判據，即用來區分不同光譜所依據的光譜特征，如譜線的相對強度；②按照這些判據將足夠多的光譜排隊，獲得標準光譜型序列；③利用恒星的物理特征為光譜型定標，即建立光譜型和物理參量（如溫度、光度等）之間的對應關系。因此，光譜分類又可定義為通過恒星光譜特征的比較，對恒星物理特性進行直接估計。如果一顆星的光譜能排到光譜型序列中去，它的一般物理特性就能立即推知而不必對其光譜作詳細測量。
常用的分類系統 哈佛系統 是美國哈佛大學天文臺於十九世紀末提出的。這個系統的判據是光譜中的某些特征譜線和譜帶，以及這些譜線和譜帶的相對強度，同時也考慮連續譜的能量分佈。本系統的光譜型用拉丁字母表示，組成如下的序列：
Ｓ
/
O－Ｂ－Ａ—Ｆ－Ｇ－Ｋ－Ｍ
\
R－Ｎ
各型之間是逐漸過渡的，每型又分為十個次型，用阿拉伯數字表示：O0，…，O9；B0，…，B9；…。這一序列由左到右，對應於溫度的下降。最熱的O型星溫度約40，000K，最冷的M型星約3，000K。序列右端的S、R和N等分支則可能反映化學組成的差別。由於歷史的原因，常把O、B、A型叫作早型，K、M型叫作晚型，F、G型叫作中型。
各型星的顏色和在普通藍紫波段的主要光譜特征如下：
O型:藍白色。紫外連續譜強。有電離氦、中性氦和氫線；二次電離碳、氮、氧線較弱。如獵戶座ι（中名伐三）。
B型：藍白色。氫線強，中性氦線明顯，無電離氦線，但有電離碳、氮、氧和二次電離矽線。如大熊座η（中名搖光）。
A型：白色。氫線極強，氦線消失，出現電離鎂和電離鈣線。如天琴座α（中名織女一）。
F型：黃白色。氫線強，但比A型弱。電離鈣線大大增強變寬，出現許多金屬線。如仙後座β(中名王良一)。
G型：黃色。氫線變弱，金屬線增強，電離鈣線很強很寬。如太陽、天龍座β（中名天棓三）。
K型：橙色。氫線弱，金屬線比G型中強得多。如金牛座α（中名畢宿五）。
M型：紅色。氧化鈦分子帶最突出，金屬線仍強，氫線很弱。如獵戶座α（中名參宿四）。
R和N型：橙到紅色。光譜同K和M型相似，但增加瞭很強的碳和氰的分子帶。後來把它們合稱為碳星，記為C。如雙魚座19號星。
S型：紅色。光譜同M型相似，但增加瞭強的氧化鋯分子帶，常有氫發射線。如雙子座R。
哈佛大學天文臺於1918～1924年發表的《亨利·德雷伯星表》(HD星表)載有二十餘萬顆星的光譜型，其中99％的星屬於B～M型，O、R、N、S型很少。還有少數光譜不能歸入上述序列，分別記為：P──行星狀星雲，W──沃爾夫－拉葉星。新星光譜曾記為 Q，但現在已不使用。到七十年代初，全世界按哈佛系統作過分類的恒星總數達90萬左右，大部分是按物端棱鏡光譜進行分類的。哈佛系統是以溫度為主要參量的一元分類。其他物理因素引起的光譜特殊性，一般用附加的“P”來表示。一些具體的光譜特殊性的常用符號為:e──有發射線，n──譜線很模糊，s──譜線很銳，c──譜線特別窄而深，k──有明顯的星際鈣線。附圖是主要類型的光譜照片。
恒星的光譜分類
威爾遜山系統 二十世紀二十年代美國威爾遜山天文臺根據有縫攝譜儀拍的光譜建立的以溫度和光度（或絕對星等）為參量的二元分類系統。按光度分類的物理依據是壓力效應，因為物質的電離狀態除決定於溫度外，還與壓力有關。光度高的巨星大氣中氣體壓力較低，物質的電離比在溫度相同的光度低的矮星大氣中容易，因而會在光譜中表現出來。在這一系統中，光度判據選用一些對光度敏感的譜線對的相對強度。絕對星等的光度級用小寫拉丁字母表示：c表示超巨星，g表示巨星，d表示矮星，加在哈佛系統的光譜型符號之前。例如太陽的光譜型為dG2。光度級的這種表示法多見於早期文獻，目前已很少采用。
摩根－基南系統(MK系統) 是美國天文學傢摩根和基南等人於四十年代提出並經多次改進的二元分類系統。它所依據的物理參量也是溫度和光度。溫度型沿用哈佛系統符號。光度級比威爾遜山系統精確，共分七級，用羅馬數字表示：Ⅰ──超巨星，Ⅱ──亮巨星，Ⅲ──正常巨星，Ⅳ──亞巨星，Ⅴ──主序星(矮星)，Ⅵ──亞矮星，Ⅶ──白矮星。如能進一步細分，則在羅馬數字後面附加小寫拉丁字母來區別，如Ia──最亮的超巨星，Iab──亮超巨星，Ib──亮度較低的超巨星。在MK系統中，太陽的光譜型是G2V。到七十年代初，已按MK系統分類的星僅二萬餘顆，這主要由於拍攝有縫光譜很費時間。從1967年開始，美國天文學傢利用物端棱鏡對HD星表中全部恒星按MK系統進行分類。這一工作完成後，按二元分類的星數將達到二十餘萬顆。
關於第三元的問題 在MK系統中，化學組成接近太陽的恒星的分類達到瞭最高精度。這些星通常稱為“正常星”。分類中發現有些星具有各種特殊性，必須用化學組成異常來解釋。為瞭在光譜分類中表示這種差異，需要引入第三個參量。例如，在星族I的G和K型巨星中，金屬含量比星族Ⅱ的星要高。這種差異的較好判據是氰分子的吸收強度，因而用附加符號GN和一個由3（表示CN帶比正常星強得多）到-3(表示CN帶弱到幾乎不可見)的數字表示。如果CN的強度與正常星的一樣，則省去這種符號。比如天龍座ε星的光譜記為G7ⅢbCN-1，這表示CN帶比正常星稍弱。這種以光譜型（指溫度型）、光度級和化學元素豐度為參量的“三元分類”，從六十年代開始研究，至今還沒有形成完整的系統。
參考書目
P.C.Keenan，Classification of Stellar Spectra，Basic Astronomical Data，pp.78～122，Univ.of Chicago Press，Chicago，1963.
W.W.Morgan and P.C.Keenan，Spectral Class-ification，Annual Review of Astronomy and Astrophysics，Vol.11，pp.29～50，Annual Reviews Inc.，Palo Alta，1973.