I primi studi - del 1943 - hanno permesso di scoprire che le stelle appartengono a due diverse "popolazioni": la I (cui appartiene anche il Sole), fatta di stelle giovani e brillanti, e la II, fatta di stelle giganti più vecchie. Ulteriori studi hanno dimostrato che le due popolazioni si distinguono per la metallicità, ovvero per la maggiore o minore presenza di metalli all'interno di una stella.

Secondo la teoria cosmologica, quando l'universo è nato esistevano solo l'idrogeno, piccole quantità di elio e tracce di litio-7. La loro fusione all'interno delle stelle ha generato ogni altro elemento.
Al termine della propria vita una stelle emette tutti gli elementi di cui è composta, in forma esplosiva come supernova o in forma di nebulosa protoplanetaria. Questi elementi, chiamati genericamente "metalli", si scontrano con nubi di gas presenti nello spazio e danno vita alla formazione di un nuovo sistema stellare, in cui si ritrovano in abbondanza gli elementi prodotti dalla stella "donatrice".
Il processo di formazione e successiva dispersione dei "metalli" è indispensabile per la nascita dei pianeti rocciosi, compresi quelli di classe M che sono la culla della vita.

Le stelle più recenti, compreso il Sole, hanno una maggiore metallicità di quelle primordiali. Poiché il Sole ne fa parte, sono state chiamate "Stelle di Popolazione I". Di conseguenza, le stelle più antiche, con una minore metallicità, sono state chiamate "Stelle di Popolazione II".

Alla fine del XX secolo, con l'affinarsi degli strumenti di indagine, ci si rese conto che la metallicità delle stelle di Popolazione II, benché bassa, non era così bassa come la teoria prevedeva, considerando che il Big Bang dovrebbe aver prodotto solo idrogeno, elio e piccolissime quantità di Litio-7.
Di conseguenza, si è postulata l'esistenza di "Stelle di Popolazione III", una famiglia di astri ora completamente estinti che avrebbero dato il via al ciclo di produzione dei "metalli". In base a questo postulato, ogni successivo passaggio di "popolazione" avrebbe incrementato la metallicità della nebulosa protoplanetaria, aumentando nel contempo la possibilità che si formino pianeti di tipo roccioso. Un'eventuale popolazione successiva alla I, quindi, dovrebbe possedere ancora più metallicità e ancora più pianeti rocciosi attorno alle stelle.

La Flotta Stellare utilizza la suddivisione in Popolazione I e Popolazione II per selezionare verso quali stelle orientare la ricerca di forme di vita: in conseguenza della loro maggiore metallicità, la probabilità di trovare pianeti di classe M è significativamente maggiore fra quelle del primo gruppo rispetto al secondo.

Un sistema largamente utilizzato per la classificazione delle stelle è quello basato sulla loro temperatura superficiale. Poiché temperatura e colore sono variabili interconnesse (più una stella è calda più brilla con tonalità "calde" come il blu e il violetto, più è fredda più brilla con tonalità "fredde" come l'arancione e il rosso), il colore del suo spettro luminoso è un indicatore della classe di una stella.

Come riportato nella tabella sottostante, le classi stellari (dalla più calda alla più fredda) sono: O, B, A, F, G, K, M (un vecchio trucco mnemonico per imparare la sequenza è la frase inglese: Oh, Be A Fine Girl: Kiss Me. Nel mondo della ricerca scientifica, che decenni fa era quasi esclusivamente maschile, la correttezza politica è arrivata tardi...).
Ogni classe si divide in dieci sottoclassi, che indicano approssimativamente la percentuale di spostamento verso la classe successiva. Così, il Sole (classificato G2) è una stella di classe G spostata del 20% verso la successiva classe K, e la sua temperatura superficiale riflette questo dato: circa 5.800° K invece di 6.000.

La temperatura superficiale di una stella fornisce indicazioni anche sulla sua età. Poiché tutte le stelle della sequenza principale bruciano idrogeno, per poi passare alla combustione dell'elio e infine a quella di altri elementi che si formano al loro interno (grazie alla combinazione di pressione, calore e particelle elementari residui di combustione), il colore/temperatura ci dice da quanto tempo esiste una stella.
Infatti, anche se la temperatura del nucleo stellare non varia molto (resta in equilibrio fra il collasso gravitazionale e l'espulsione di massa), gli elementi pesanti che mano a mano si formano al suo interno assorbono parte dell'energia prodotta, per cui quella che raggiunge la superficie e dona ad una stella il suo colore caratteristico è sempre meno nell'arco della vita di un astro.
Questo comporta che, a parità di dimensioni, una stella più calda e più luminosa sia anche più giovane, e quindi che sia minore la sua probabilità di avere attorno a sé un sistema stellare già pienamente formato.

La temperatura di una stella indica anche la quantità di radiazioni che quella stessa stella emette. Radiazioni, calore e luminosità sono i parametri che permettono di definire la distanza e l'ampiezza della Fascia Abitabile (o Ecosfera, o Goldilocks Zone), ovvero quella zona all'interno di un sistema stellare dove è più probabile trovare pianeti con acqua liquida in superficie e che, quindi, possono ospitare forme di vita.

Nella ricerca di pianeti in grado di ospitare la vita, la Flotta Stellare concentra la propria attenzione sulle classi da A a M, con probabilità maggiori per la classe G e decrescenti verso i due estremi.

Oltre alle stelle della sequenza principale, esiste un secondo gruppo di stelle: più piccole, scure e fredde delle loro brillanti sorelle, sono definite Nane Brune.

Le Nane Brune - a differenza delle sub-nane brune e dei pianeti supergiganti gassosi - bruciano combustibile e sono pertanto stelle a tutti gli effetti. A causa dello loro massa ridotta, però, non raggiungono mai le condizioni di fusione dell'idrogeno, mentre raggiungono quelle per fondere il deuterio.
A causa di questo combustibile, che fonde a temperature e pressioni inferiori all'idrogeno, le Nane Brune sono più piccole, più dense e più fredde delle stelle della sequenza principale. Essendo più fredde sono anche più scure, e quindi più difficili da identificare.
Essendo stelle, comunque, molte di loro possiedono un proprio sistema planetario, anche se di norma nessuno di questi mondi è in grado di ospitare forme di vita.

Un'altra importante differenza fra le Nane Brune e le stelle della sequenza principale è data dal termine della loro vita attiva. Mentre le stelle, esaurito il proprio combustibile, esplodono come supernove (classe O e classe B massicce) o diventano Nane Bianche, le Nane Brune passano da una classe spettrale a quella successiva fino a spegnersi completamente e diventare Nane Nere, ammassi inerti di materia degenere.

La Flotta Stellare mappa la posizione e lo spostamento di queste stelle perché, essendo scure ma dotate di intensa attrazione gravitazionale, possono costituire un pericolo per la navigazione.

Un terzo criterio utilizzato per la classificazione delle stelle, strettamente collegato alla temperatura, si basa sulla loro luminosità.
A parità di dimensioni, una stella calda emette più energia - quindi anche più luce, in forma di fotoni - di una fredda, una stella gigante - avendo una maggiore superficie radiante - più di una stella della sequenza principale.
Mentre per capire la classe di una stella della sequenza principale è sufficiente osservarne il colore, che è indicativo della sua temperatura superficiale, per comprendere l'origine della sua luminosità - e quindi le sue dimensioni - è necessario analizzarne lo spettro. Le stelle della sequenza principale sono generalmente più dense delle stelle giganti, e questo si riflette in righe spettrali (gli elementi che compongono una stella) più "spesse" rispetto a quelle, anche molto sottili, delle stelle con una minore densità.

L'analisi incrociata di temperatura e luminosità permette di stimare l'età di una stella, il che a sua volta indica la probabilità che attorno a quella stella si siano evoluti pianeti in grado di sostenere la vita.
Le stelle più massicce, come le Giganti di classe O e B, bruciano il loro combustibile nucleare (idrogeno) molto in fretta, e sono quindi candidate meno probabili perché, pur possedendo pianeti, questi potrebbero non avere mai il tempo di far evolvere forme di vita superiori, men che meno senzienti. Di contro, le stelle più fredde bruciano l'idrogeno più lentamente e hanno di conseguenza una vita più lunga, che quindi lascia il tempo per l'evoluzione di forme di vita superiori.
Le stelle giganti meno dense e più fredde, di contro, di norma si sviluppano per espansione di una stella della sequenza principale al termine della sua vita, quando passa dalla combustione dell'idrogeno a quella dell'elio e si trasforma in una Gigante Rossa. Durante la fase di espansione queste stelle tendono ad inglobare i pianeti vicini o a spingerli fuori dalla loro orbita, trasformandoli in mondi di classe Q oppure R, generalmente inadatti alla vita.

Le classi di luminosità delle stelle sono indicate con un numero romano che varia da 0 (zero) a VII (sette), come riportato nella tabella sottostante:

Le classi di temperatura e luminosità, combinate, forniscono il profilo spettrale di una stella: il Sole, ad esempio, è una stella di classe G2 V (G: stella gialla; 2: spostata del 20% verso la classe K; V: stella appartenente alla sequenza principale), Alpha Centauri - nella sua componente principale - è una binaria di classe G2 V e K1 V (quest'ultima è quindi una stella arancione, della sequenza principale, spostata del 10% verso la classe M).

La classe VII non viene praticamente mai utilizzata: si preferisce catalogare le nane bianche come classe D, richiamando la classificazione per temperatura superficiale.

La combinazione di classi di temperatura e luminosità viene rappresentata nel Diagramma H-R, dalle iniziali del nome dei suoi ideatori, gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russel.

La Flotta Stellare utilizza il Diagramma H-R come strumento basilare per espletare la propria missione primaria, la ricerca di nuove forme di vita e di nuove civiltà. La posizione di una stella nel Diagramma H-R, infatti, dipende dal suo colore (temperatura superficiale), dalle sue dimensioni (luminosità) e dalla sua età, il che permette di individuare con facilità quali sistemi stellari abbiano una maggiori probabilità di poter ospitare forme di vita complesse.