这是目前最通用的恒星分类法，依据恒星的温度由高至低排序(质量、半径和亮度皆与太阳比较)，但其光谱标示仍沿用哈佛光谱中的分类，将恒星的光谱分成七大类，每类再细分为十小类。但目前最热的星为o5，最暗的星为m5，即o型只有五小类，m型只有六小类，总计为61小类。
各类型的特性如下：
o：温度高于25,000k，有游离的氦光谱，氢的谱线不明显，在紫外线区的连续光谱强烈。多数的原子都呈现高游离状态，如氮失去两个电子，硅失去三个电子。
b：温度在11,000至25,000k之间，氦原子谱线呈现中性，硅则失去1或2个电子，氧和镁原子失去1个电子。如b0就已经没有氦的游离谱线，氢谱线则已很明显。
a：温度在7,500至11,000k之间，光谱以氢原子的谱线最强烈，硅、镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线，但金属的谱线很微弱。如a0已经没有氦的谱线，有微弱的镁与硅的离子谱线，也有钙离子的谱线。
f：温度在6,000至7,500k之间，有离子化的金属谱线，氢的谱线转趋微弱但仍很明显，铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。如f0的钙离子线强烈，氢的谱线虽已减弱，但中性氢原子谱线与一阶金属离子线都很明显。
g：温度在5,000至6,000k之间，有游离的金属、钙谱线及部份的金属谱线，氢原子的谱线更为微弱，分子谱线(ch)已经出现。如g0谱线以中性金属线为主，钙的离子线达到最强，氢氧根(g带)的吸收线很强。
k：温度在3,500至5,000k之间，主要为金属谱线。如k0在蓝色的连续区强度微弱，氢线很微弱，有中性金属谱线，分子谱线(ch、cn)依然存在。
m：温度低于3,500k，有金属、分子及氧化物的谱线，氧化锑(tio)的谱线成为最主要的谱线。如m0已有很强的分子带，尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈，红色区呈现连续光谱；m5钙原子的谱线很强，氧化锑的强度超过钙。
此外，在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应，所以还有r、s、n三种在巨星分支上才会用的分类；还有些恒星因为有些特殊谱线而不易归类于其中，也会另外加上注解用的字母作为区别。
光谱的排序
哈佛光谱分类法在制定之初，参考了太阳光谱的命名方法，以氢原子光谱为依据，依照强弱以字母a、b、c、d的顺序来标示，a型就是氢谱线最强烈的，b型比a型要弱一些，c型又再弱一些，依此类推。而我们知道氢的谱线只在特定的温度范围内才会明显，温度太高或太低谱线都会减弱，所以当摩根与肯那使用温度来排列时，字母就不再能依序排列了；同时也参考其他原子的谱线，合并与删除了一些重复的类型，将哈佛分类原来的16种分类改成为今日我们所看见的型态。
摩根-肯那光谱在天文学上使用的非常广泛，为便于学生记忆，发展出了许多记忆用的口诀，其中最为人熟知的便是这一句：oh! be a fine girl kiss me，讽刺的是天文学家几乎都是男性，但制定哈佛光谱分类法的却是一群女天文学家。
摩根-肯那光谱分类的记忆口诀还有如下所列的一些：
oh by a fine glass kill me.
oh be a fine guy/gal kiss me.
oh begone, a friend's gonna kiss me.
only boys accepting feminism get kiss meaningfully.
这些还都是传统的记忆口诀，在网络上还可以找到各种不同场合（包括政治）的口诀。
o、 b、和a型有时被称为早期形光谱 ，k和m称为晚期型光谱，这与观测无关，是依据20世纪初期的理论而来的，当时认为恒星诞生时是高温的早期型，然后温度逐渐下降成为低温的晚期型。现在知道这种说法是完全错误的。 (参见：恒星演化)。
罕用的光谱类型
有一些罕用的光谱分类，只适用在少数的恒星上：
w：温度高达70,000 k - 沃尔夫-拉叶星。
l：1,500 - 2,000 k ╟ 恒星的质量不足以让氢的核聚变持续进行的棕矮星。l代表锂，在恒星内会很快的蜕变。
t：1,000 k ╟ 比棕矮星温度更低的恒星，在光谱中有甲烷的谱线。
c：碳星.
r：以前是光谱中有碳星谱线的k型恒星。
n：以前是光谱中有碳星谱线的m型恒星。
s：原本是m型的恒星，但正常的氧化锑谱线被氧化锌谱线取代。
d：白矮星，例如，天狼 b |
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