相较于人类的寿命而言，恒星过完一生所需的时间长了许多。我们虽然无法像在天文实验室中，可以从头到尾观察到恒星一生的变化，但不同时空所构成的星空，也提供了不同组成、不同演化阶段的星空样本，就象是看到生物的不同成长阶段一样。
如何分门别类并拼凑出前后顺序，是天文学家一直在努力的目标。也因为如此，天文学家持续发展出不同的观测技术与理论，就是要了解这看是杂乱无章，但资料却又极为丰富的宇宙。
人眼可以看出星星有不同的颜色与亮度，光凭这样是无法更进一步解释观测到的剧烈现象，例如：超新星爆炸。将其他学科知识导入到天文领域，就成了基础科学的最佳应用，也是天文学家不需到达现场就可以知道恒星大小事的依据。
当牛顿利用三镜将日光分成彩虹，再以相同方式合成回日光后，人类开始接触光谱的雏形。直到十九世纪中，地面的实验室以更容易观测光谱的仪器，发现不同物质燃烧所发出的光皆有不同的特征亮线，这些亮线称为“光谱线”。
每一种物质的光都有特定波长的光谱线组，整理出一套物质的光谱后，天文学家也将此应用到星光上。只是星光极为微弱，需要更大口径的望远镜收集更多光线后，才能将天体光谱的分辨率提高到足以分辨。天体光谱有些看起来极为相似，有些却大大不同，于是将天体光谱分类就成了十九世纪以来天文学的重要发展。
早期利用不同谱线的强度差异、有无来作为判断依据，并记录下大笔资料的就是哈佛大学的天文学家卡农(Annie Jump Cannon)女士。
由于刚开始做恒星光谱分类时是以氢谱线的特征为准，依其强弱以英文字母的顺序从A标示到M，后来发现按照氢谱线的强弱排序后，无法与恒星表面的绝对温度对应。依研究需要改以恒星温度由高到低排列后，恒星光谱类型顺序就变成了OBAFGKM。
发光物体温度越高，其所发出可见光的蓝光部份比例较高，所以呈现偏蓝色，温度越低则越偏向红色，依此与光谱顺序对照，就不难发现O行星是偏蓝色的星星，而M型星则是偏红色的。每个光谱类型底下有不同的细分方式，这都是为了将恒星光谱尽量的分类所衍生出来的。
后来的约克(Yerkes)光谱系统则主要是着重在恒星发光能力来作为区分，由强到弱以罗马数字Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ表示(如下表)，同时也结合哈佛光谱分类系统将恒星光谱做更细的分类(附表)。以太阳为例，其光谱类型为G2Ⅴ，G2代表太阳是一颗温度大约为6000 K的恒星，而V代表其发光能力属于矮星级的。
有了足够的恒星光谱资料后，丹麦天文学家赫茨普龙(Hertzsprung)与美国天文学家罗素(Russell)不约而同的以发光能力为纵轴、光谱类型或温度为横轴做成关系图，发现大多数的恒星都集中在一条从左上方延伸至右下方的带状上，称为主序星带(main sequence)，其余的恒星则主要分布在右上方与左下方。
当然也有一些其他方式的光谱系统，1894年，哈佛大学天文台开始对恒星光谱作有系统的分类，在安妮坎农的主持下，经历了40年时间，到1934年共分析了数十万颗恒星的光谱，编纂成10册的亨利德雷伯星表及其扩充星表，并发展出现在使用的摩根-肯那光谱分类法。
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