Para pengamat mengklasifikasikan bintang berdasarkan parameter-parameter fisis tertentu. Penelitian ini tentunya dilakukan lintas generasi. Bagaimana sistem klasifikasi itu dilakukan dan bagaimana sejarahnya?
Informasi penting yang diperoleh pengamat dari suatu bintang, selain magnitudonya, adalah spektrumnya. Dengan menganalisa spektrum suatu bintang, dapat diketahui karakternya, seperti warna, ukuran, luminositas, sejarahnya, anomalinya, perbandingan ddengan atahari dan bintang tipe lainnya. Spektrum cahaya dalam berbagai panjang gleombang dapat diperoleh dengan menguraikannya melalui prisma atau kisi-kisi. Alat pengurai cahaya bintang yang biasa digunakan pada teleskop adalah spektrograf.
Pola spektrum untuk setiap bintang umumnya berbeda-beda. Pengelompokkan spektrum bintang pertama kali dilakukan oleh astronom Jesuit, Angelo Secchi (1863), dengan membaginya dalam empat golongan berdasarkan kemiripan susunan garis spektrumnya. Pada tahun 1886, Edward C.Pickering memulia survey bintang secara fotografi di Observatorium Harvard, Amerika. Seorang asistennya, yaitu Antonia C Maury mendapatkan bahwa spektrum bintang dalam klasifikasi Secchi dapat diurutkan secara berkesinambungan sehingga hanya terdapat sedikit perbedaan antara spektrum bintang dengan spektrum bintang pada urutan sebelum dan sesudahnya. Asistennya yang lain, Annie J. Cannon mengadakan perubahan pada klasifikasi ini dengan mengembangkan cara penggolongan yang umum digunakan.
Cannon berhasil mengklasifikasikan sebanyak 325.300 bintang. Hasilnya diterbitkan oleh Observatorium Harvard pada tahun 1918-1924 dalam Katalog Henry Draper. Penggolongan spektrum bintang tersebut dibagi dalam kelas-kelas yang dinyatakan dengan huruf-huruf, yaitu: O, B, A, F, G, K, M.
Urutan ini tidak mengikuti abjad, karena perubahan urutan dalam penggolongan sebelumnya dilakukan tanpa mengubah huruf asalnya dan beberapa huruf dihilangkan. Bintang kelas O, B, dan A biasanya disebut sebagai bintang kelas awal, sedangkan K dan M disebut sebagai bintang kelas lanjut.
Penggolongan ini didasarkan pada perbedaan temperatur permukaan bintang (sebelumnya, diduga perbedaan pola spektrum tersebut disebabkan oleh perbedaan susunan kimia atmosfer bintang).
Sebagai contoh unsur yang paling banyak terkandung di dalam kebanyakan bintang adalah hidrogen. Tetapi mengapa ada bintang yang memiliki garis hidrogen lemah, dan ada pula yang kuat? Jawabannya adalah pada bintang panas, hampir semua hidrogen terionisasi. Karena garis hidrogen berasal dari atom hidrogen netral, maka akibatnya garis hidrogen sangat lemah pada bintang ini. Pada bintang yang dingin, sebagian besar atom hidrogennya berada pada tingkat dasar. Foton yang diserap atom-atom ini hanya mengeksitasikan atom H dari tingkat dasar. Gari serapan yang dihasilkan adalah pada deret Lymann di daerah ultraviolet yang tampak pada pengamatan optik sehingga garis H pada bintang ini tampak lemah.