Уште во минатото постоело интерес за структурата и составот на небесени тела. Од тоа време па се до денес останал истиот начин на добивање на тие податоци. Тој метод е наречен фотометрија и претставува точно мерење на интензитетот на светлината, бојата и спектарот од ѕвездите и другите небески тела за да се добијат податоци за нивната структура, температура и состав. Околу 130 години пр.н.е, Хипарх користел систем што ги делел ѕвездите на шест големини, од светли до слабо светли.

Почнувајќи од XVII век употребата на телескопот довела до откривање на многу замаглени ѕвезди и скалата била проширена. Употребата на фотографската и од 50-тите години на XX век фотоелектричната опрема во голем обем ја зголемила чувствителноста на брановите должини во астрономската фотометрија.

Главниот (UBRVI) систем на класификација користи опсег на бранови должини во ултравиолетовиот, синиот, видниот, црвениот и инфрацрвениот дијапазон на спектарот. Посложените системи можат да ги издвојуваат ѕвездите гиганти од ѕвездите џуџиња, да ги откријат металите во ѕвездите и да ја определат гравитацијата на нивната површина.