约克光谱分类也称为MKK系统，因为最早是在1943年由约克天文台的威廉·威尔逊·摩根、 Phillip C. Keenan和Edith Kellman共同制定出来的。 这套分类法建立在光谱线对恒星表面重力的灵敏度上，与光度有关，也正好与根据表面温度来分类的哈佛分类法相辅相成。

由于巨星的半径远比矮星为大，因此在质量相差不大的情况下，两者表面的重力、气体密度和压力，巨星都会比矮星要低。 这些差异在恒星上以光度的强弱表现出来，造成谱线被测量到的宽度和强度有所不同。在表面密度越高与重力越强的恒星上，因压力产生的谱线变宽效应也就越明显。

不同的光度分类的特征如下：

0 ：超超巨星 (稍后才新增的);

I ：超巨星

Ia ：非常明亮的超巨星;

Iab

Ib ：不很亮的超巨星;

II ：亮巨星

IIa

IIab

IIb

III：普通的巨星

IIIa

IIIab

IIIb

IV ：次巨星，也称为亚巨星;

IVa

IVAB

IVb

V ：主序星，也称为矮星;

Va

Vab

Vb

VI ：次矮星，也称为亚矮星，但此类恒星的数量不多，故不常用到。

白矮星-内部结构模型图

VII ：白矮星，(稍后才新增的，但不常用)

少数的情况下会分在两类之间，例如Ia-0，表示是非常明亮的超巨星，但已经非常接近超超巨星。

因为描述的都是恒星表现在外的光度，所以常被称为MKK光度分类法。

太阳在光谱分类上是G2V，这是结合了摩根-肯纳(G2)与约克(V)两种分类一起标示的。但实际上，太阳不是一颗黄色的星，而是个色温5870K的黑体，这是白色而且没有黄色踪影的，有时也作为白色的标准定义。