Die systematische Klassifizierung von Sternspektren wurde in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts am Harvard-Observatorium gestartet, als durch technische Neuerungen (Kombination Objektiv-Prisma/Photoplatte) plötzlich eine immense Zahl von Sternspektren unterschiedlichsten Aussehens permanent zur Verfügung stand. Mit den Methoden der in anderen Naturwissenschaften bewährten Taxonomie faß te man ähnliche Spektren in Gruppen zusammen, ohne sich dabei von einer physikalischen Interpretation leiten zu lassen, die ja stark vom Fortschritt physikalischer Erkenntnis abhängt. Man konnte danach zeigen, daß 95% der ca.\ 225000 Spektren von Sternen mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von V < 9 in nur sieben, mit Buchstaben bezeichneten Gruppen eingeteilt und (wie sich später zeigte) in einer (Oberflächen-) Temperatursequenz angeordnet werden können. Die Bezeichnungen für diese Gruppen (beginnend mit den Spektren der heiß esten Sterne), nämlich O-B-A-F-G-K-M, werden noch heute benutzt. Innerhalb der einzelnen Gruppen unterteilt man noch dezimal mit Zahlen von 0 -- 9, wobei allerdings bei vielen Gruppen nicht alle möglichen Untergruppen besetzt sind. Verbleibende kleine spektrale Unterschiede innerhalb der Untergruppen führten in den 1940er Jahren zur Ergänzung durch das Yerkes-System (auch MK-System, nach den Astronomen Morgan und Keenan), bei dem ein zweiter, mit der Leuchtkraft der Sterne zusammenhängender Parameter eingeführt und mit den römischen Ziffern V bis I (zunehmende Leuchtkraft) bezeichnet wurden. In diesem System wird z.B. das Spektrum der Sonne als G2V klassifiziert. Man sagt dann auch, die Sonne habe den Spektraltyp G2 und die Leuchtkraftklasse V.
Die Vorteile einer solchen Klassifizierung liegen auf der Hand. Die physikalischen Erkenntnisse, gewonnen durch das detaillierte und zeitraubende Studium des Spektrums eines Sternes können auf alle Mitglieder des gleichen Spektraltyps und der gleichen Leuchkraftklasse übertragen werden.
Im klassischen Spektralbereich (
Å) wird auch
heute noch normalerweise Klassifikation durch visuellen Vergleich
photographischer Spektren durchgeführt. Das zugrundeliegende Material muß\
dabei so homogen wie nur möglich sein. Auf Probleme, die z.B. bei starker
Rotation, starken Magnetfeldern, einer möglichen Doppelsternnatur oder
speziellen chemischen Anomalien der Objekte auftreten soll hier nicht näher
eingegangen werden. Vor einigen Jahren wurden durch Satelliten neue
Spektralbereiche im UV und Infraroten erschlossen, die die Ausarbeitung neuer
Klassifikationskriterien erfordern.