凡是由炽热气态物质组成，可以自行发热发光的球形或接近球形的天体都可以称为恒星。
自古以来，为了便于说明研究对象在天空中的位置，通常都把天空的星斗划分为若干区域，在我国春秋战国时代，就曾经把星空划分为三垣四象二十八宿，在西方，巴比伦和古希腊把较亮的星划分成若干个星座，同时以神话中的人物或动物为星座命名。
1928年国际天文学联合会确定全天分为88个星座。宇宙空间中大约有数以万亿计的恒星，看上去如同都是差不多大小的亮点，但它们之间有很大的差别，恒星最小的质量大约为太阳的百分之几，最大的大约有太阳的几十倍。
因为每颗恒星的表面温度不同，它发出的光的颜色也不同。科学家们依光谱特征对恒星进行分类，光谱相同的恒星其表面温度和物质构成大都相同。
恒星的寿命往往也不一样，大质量恒星含氢多，它们中心的温度比小质量恒星高得多，其蕴藏的能量消耗比小的更快，所以会过早地夭折，只能存活100万年，而小质量恒星的寿命会长达一万亿年．
恒星有半数以上不是单个存在的，它们通常会组成大大小小的集团。其中两个在一起的叫双星，三、五成群的叫聚星，几十、几百甚至成千上万个互相纠集成团的叫做星团，联系比较松散的叫星协。
在天文学，恒星分类是将恒星根据光球的温度分门别类，伴随着的是光谱特性、以及随后衍生的各种性质。按照维恩定律可以用温度来测量物体表面的温度，但对距离遥远的恒星是极其困难的，恒星光谱学提供了解决的方法，可以根据光谱的吸收谱线来分类：因为在一定的温度范围内，只有特定的谱线会被吸收，故而检视光谱中被吸收的谱线，就可以确定恒星的温度。早期（19世纪末）恒星的光谱主要由A至P分为16种，是目前使用的光谱的起源。
20世纪初，美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类，后来发现它们与颜色也有关系。
在1860至1870年间，安吉洛·西奇神父为了分辨观察到的恒星光谱，创造了早期的光谱分类法。在1868年，他已经将光谱分为了四类：
第一类：白色和蓝色的恒星，光谱有厚重的氢线和金属线。（如今的A类）
第二类：黄色星-氢的 强度减弱，但是金属线更为明显。（如今的G和K类）
第三类：有宽阔谱线的橘色星。（如今的M类）
第四类：有明显碳带的红色星及碳星。
在1878年，他又增加了第五类：
第五类：发射谱线的恒星（比如flex. Be、Bf等）
这种分类法在19世纪的90年代末期由哈佛分类法取代了。
赫罗图的横座标是光谱的型态，根据温度的顺序由左向右依序为O、B、A、F、G、K、M等类型，是由哈佛大学天文台发展出来的，所以又叫做哈佛分类法。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，大约经历了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.德雷珀星表还有其的扩充星表，而且发展出了现在使用的摩根-肯那光谱分类法。
摩根-肯那光谱分类法是目前最通用的恒星分类法，主要是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），然而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。不过目前最热的星为O5，最暗的星为M5，即O型仅仅只有五小类，M型只有六小类，总计为61小类。
此外，在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应，因此还有R、s、N三种在巨星分支上才会用的分类；还有些恒星由于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。