約克光譜分類也稱為MKK系統，因為最早是在1943年由約克天文台的威廉·威爾遜·摩根、 Phillip C. Keenan和Edith Kellman共同制定出來的。 這套分類法建立在光譜線對恆星表面重力的靈敏度上，與光度有關，也正好與根據表面溫度來分類的哈佛分類法相輔相成。
約克光譜分類也稱為MKK系統，因為最早是在1943年由約克天文台的威廉·威爾遜·摩根、 Phillip C. Keenan和Edith Kellman共同制定出來的。 這套分類法建立在光譜線對恆星表面重力的靈敏度上，與光度有關，也正好與根據表面溫度來分類的哈佛分類法相輔相成。 由於巨星的半徑遠比矮星為大，因此在質量相差不大的情況下，兩者表面的重力、氣體密度和壓力，巨星都會比矮星要低。 這些差異在恆星上以光度的強弱表現出來，造成譜線被測量到的寬度和強度有所不同。在表面密度越高與重力越強的恆星上，因壓力產生的譜線變寬效應也就越明顯。
不同的光度分類的特徵如下：
0 ：超超巨星 (稍後才新增的);
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，也稱為亞巨星;
IVa
IVAB
IVb
V ：主序星，也稱為矮星;
Va
Vab
Vb
VI ：次矮星，也稱為亞矮星，但此類恆星的數量不多，故不常用到。
不同的光度分類的特徵如下：
0 ：超超巨星 (稍後才新增的);
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，也稱為亞巨星;
IVa
IVAB
IVb
V ：主序星，也稱為矮星;
Va
Vab
Vb
VI ：次矮星，也稱為亞矮星，但此類恆星的數量不多，故不常用到。
白矮星-內部結構模型圖
白矮星-內部結構模型圖VII ：白矮星，(稍後才新增的，但不常用)
少數的情況下會分在兩類之間，例如Ia-0，表示是非常明亮的超巨星，但已經非常接近超超巨星。
因為描述的都是恆星表現在外的光度，所以常被稱為MKK光度分類法。
太陽在光譜分類上是G2V，這是結合了摩根-肯納(G2)與約克(V)兩種分類一起標示的。但實際上，太陽不是一顆黃色的星，而是個色溫5870K的黑體，這是白色而且沒有黃色蹤影的，有時也作為白色的標準定義。
