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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