All'inizio del XX secolo gli astronomi Ejnar Hertzsprung (1873­1967), danese, e Henry N. Russell (1877-1957), statunitense, proposero il diagramma che illustra la relazione tra temperatura e luminosità delle stelle. Questo diagramma, noto come diagramma di Hertzsprung Russell o, più semplicemente, come diagramma HR, costituisce uno dei pilastri dell'astro fisica mo­derna e in particolare il mezzo indispensabile per comprendere i principi fondamentali dell'evoluzione stellare.

Riportando su un grafico la luminosità delle stelle in funzione della loro temperatura, si osserva che le stelle non si ripartiscono a caso nel piano individuato da queste due coordinate, ma si addensano in alcune regioni preferenziali. La maggior parte di esse si dispone lungo una linea che attraversa diagonalmente il diagramma e che prende il nome di sequenza principale o sequenza delle stelle nane. Le stelle di questa sequenza hanno luminosità assai diverse a seconda della loro temperatura; le stelle più calde hanno infatti una luminosità circa 100 milioni di volte superiore alle stelle rosse di bassa temperatura. Il diagramma comprende altre zone di concentrazione stellare e più precisamente le zone delle stelle di bassa temperatura e alta luminosità, che formano le due sequenze delle stelle giganti e supergiganti rosse, e la zona delle stelle di alta temperatura e bassa luminosità, che rappresentano il piccolo gruppo delle stelle nane bianche, situato nella parte bassa verso sinistra del diagramma.

La forma della sequenza principale si comprende immediatamente: le stelle più calde irraggiano di più di quelle più fredde e hanno quindi una luminosità maggiore. Analogamente si può interpretare intuitivamente l'esistenza delle stelle giganti e supergiganti: un oggetto a bassa temperatura diventa altamente luminoso quando le sue dimensioni diventano imponenti: è il caso delle giganti rosse, stelle di bassa temperatura, come dice il loro colore, ma con un raggio centinaia di volte superiore a quello delle stelle simili sulla sequenza principale. Analoga spiegazione vale per le nane bianche: sono stelle di alta temperatura, ma con un diametro assai inferiore a quello delle stelle di pari temperatura situate sulla sequenza principale.

Le scale sia delle ascisse sia delle ordinate del diagramma HR sono sempre rispettivamente proporzionali alla temperatura e alla luminosità delle stelle. Per quanto abbiamo detto finora risulta chiaro che si può sostituire alla temperatura di una stella il tipo spettrale o l'indice di colore B-V; in tutti i casi si ottiene una scala delle ascisse in cui le stelle appaiono ordinate a partire dalle stelle blu e calde a sinistra alle stelle rosse e fredde a destra. Un discorso analogo vale per l'asse delle ordinate: alla scala di luminosità delle stelle può essere sostituita la scala delle magnitudini assolute.

L'utilizzazione di B-V o della temperatura come ascissa del diagramma presenta il vantaggio di avere una quantità che varia in modo continuo mentre il tipo spettrale varia in modo discontinuo; infatti un diagramma HR costruito utilizzando come asse delle ascisse quest'ultima quantità presenta delle zone di concentrazione intorno ai singoli tipi separate tra un tipo e il successivo da zone prive di stelle.

Nel corso della loro vita le stelle attraversano vari processi evolutivi, che vengono studiati seguendone le fasi su questo dia­gramma. Un'altra importante utilizzazione del diagramma HR è rappresentata dalla possibilità di ricavare attraverso l'analisi spettroscopica la distanza di stelle troppo lontane per permetterne una misura della parallasse trigonometrica. Abbiamo già visto che sia la temperatura sia la luminosità di una stella possono essere li cavate dall'analisi dello spettro; in particolare, l'aspetto di alcune righe è sensibile all'effetto di temperatura o a quello di gravità. La conoscenza di questi due parametri permette di localizzare una stella sul diagramma HR e quindi di ricavarne la magnitudine assoluta; dalla differenza tra questa e la magnitudine apparente si ricava il valore della distanza. Tale metodo della determinazione delle distanze stellari trova larga applicazione: la misura che così si ottiene prende il nome di parallasse spettroscopica.

La determinazione delle parallassi spettroscopiche si rivela particolarmente utile per determinare la distanza delle stelle che appartengono ad un ammasso stellare soprattutto se di tipo aperto. È questo un insieme di stelle che si proiettano in una ristretta regione celeste ed è formato da stelle fisicamente simili e che hanno probabilmente anche la stessa età, ma in generale magnitudini e tipi spettrali diversi. Gli ammassi stellari sono generalmente assai distanti, motivo per cui è molto incerta, se non per lo più impossibile, la determinazione diretta della distanza delle singole stelle. Quasi tutti gli ammassi hanno però un pic­colo diametro angolare, sono perciò degli aggregati di stelle di dimensioni reali modeste rispetto alla grande distanza che li separa da noi. Si può allora ammettere, senza introdurre importanti errori, che le stelle di cui sono formati si trovino tutte alla stessa distanza dalla Terra. Con questa ipotesi si consegue una notevole semplificazione nel calcolo della loro distanza; si costruisce infatti il diagramma HR delle stelle dell'ammasso utilizzando le magnitudini apparenti invece di quelle assolute.

Il diagramma così ottenuto si differenzia da quello usuale per la diversa scala delle ordinate. Ma, se le stelle che hanno lo stes­so spettro e quindi lo stesso indice di colore B-V hanno anche la stessa magnitudine assoluta di quelle che popolano un diagramma HR normale, dalla traslazione che bisogna introdurre per ottenere la sovrapposizione dei due diagrammi, si può risa­lire immediatamente al valore della distanza media delle stelle dell'ammasso da noi.