Thuật ngữ con được sử dụng lần đầu tiên vào năm 1930 cho các ngôi sao hạng G và K sớm với cấp sao tuyệt đối trong khoảng từ +2,5 đến +4. Chúng được ghi nhận là một phần của sự liên tục của các ngôi sao giữa các ngôi sao có trình tự chính rõ ràng như Mặt trời và các ngôi sao khổng lồ rõ ràng như Aldebaran, Arcturus, mặc dù ít hơn nhiều so với dãy chính hoặc các ngôi sao khổng lồ.[1]

Hệ thống phân loại quang phổ của Jennkes là sơ đồ hai chiều sử dụng kết hợp chữ và số để biểu thị nhiệt độ của một ngôi sao (ví dụ: A5 hoặc M1) và một chữ số La Mã để biểu thị độ sáng so với các ngôi sao khác có cùng nhiệt độ. Các ngôi sao độ sáng-IV-IV là các phần tử con, nằm giữa các ngôi sao có trình tự chính (độ chói của lớp V) và các sao khổng lồ đỏ (độ chói III).

Thay vì xác định các tính năng tuyệt đối, một cách tiếp cận điển hình để xác định lớp độ chói quang phổ là so sánh phổ tương tự với các sao chuẩn. Nhiều tỷ lệ dòng và cấu hình nhạy cảm với trọng lực, và do đó tạo ra các chỉ số độ sáng hữu ích, nhưng một số tính năng phổ hữu ích nhất cho mỗi loại phổ là:[2][3]

• O: cường độ tương đối của N   iii
• B: Cấu hình dòng cân bằng và cường độ của O  ii dòng
• A: Cấu hình dòng Balmer, cánh rộng hơn có nghĩa là ít sáng hơn
• F: cường độ dòng của Fe, Ti và Sr
• G: cường độ dòng Sr và Fe và chiều rộng cánh trong dòng Ca H và K
• Cấu hình dòng K: Ca H & K, tỷ lệ dòng Sr / Fe và cường độ dòng Mg H và TiO
• M: sức mạnh của 422,6   bước sóng Ca Ca và TiO

Morgan và Keenan đã liệt kê các ví dụ về các ngôi sao trong lớp độ sáng IV khi họ thiết lập sơ đồ phân loại hai chiều:[2]

• B0: Cassiopeiae, δ Scorpii
• B0.5: β Số điểm
• B1: Per Persei, Cephei
• B2: Orionis, π Scorpii, Ophiuchi, λ Scorpii
• B2.5: γ Pegasi, ζ Cassiopeiae
• B3: igg Herculis
• B5: Herculis
• A2: β Aurigae, λ Ursae Majoris, Serpentis
• A3: Herculis
• F2: Geminorum, ζ Serpentis
• F5: Procyon, 110 Herculis
• F6: Boötis, Boötis, γ Serpentis
• F8: 50 Andromedae, θ Draconis
• G0: BooBoötistis, Herculis
• G2: μ Hủy
• G5: Herculis
• G8: β Aquilae
• K0: η Cephei
• K1: γ Cephei

Phân tích sau đó cho thấy một số trong số chúng là các phổ pha trộn từ các sao đôi và một số khác nhau, và các tiêu chuẩn đã được mở rộng thành nhiều ngôi sao khác, nhưng nhiều ngôi sao ban đầu vẫn được coi là tiêu chuẩn của lớp độ sáng phụ. Các ngôi sao hạng O và các ngôi sao mát hơn K1 hiếm khi được cung cấp các lớp độ sáng phụ.[4]