Fue publicado en 1913 independientemente por Ejnar Hertzprung y por Norris Russell. El diagrama de Hertzprung mostraba la luminosidad en función de su índice de color y el de Russell la luminosidad en función del tipo espectral; pero como el índice de color y el espectro dependen de la temperatura superficial de la estrella, ambos son equivalentes. En el eje de abscisas puede ponerse tanto el color como el espectro como la temperatura superficial, y en la ordenada puede ponerse tanto la luminosidad como la magnitud absoluta.
El estudio de los diagramas HR muestran que las estrellas se reúnen en grupos que se colocan en las zonas llamadas Gigantes, Supergigantes, Secuencia principal y enanas blancas.
Para las estrellas constituidas por hidrógeno (estrellas de la secuencia principal) la masa determina la luminosidad y el radio, de lo que depende el color; pero lo contrario no es cierto, ya que durante su evolución la estrella puede variar su radio porque cambia su régimen de funcionamiento, y entonces la estrella abandona la secuencia principal.
Para la secuencia principal está claro que cuanto más temperatura tiene la estrella más brilla, pero las gigantes y supergigantes tienen poca temperatura y mucho brillo porque aunque emiten poca energía por m2 tienen muchos m2 de superficie; por eso son gigantes. En cambio las enanas blancas tienen mucha temperatura y poco brillo porque aunque emiten mucha energía por m2 tienen una superficie con muy pocos m2. Por eso son enanas. Para la secuencia principal tenemos estos valores:
| Tipo | M | K | G | F | A | B |
| Masa(solar) | 0´2 | 0´5 | 1 | 1´3 | 2´2 | 3´7 |
| Temp. Sup. | 1500 | 3500 | 5500 | 7000 | 9100 | 12000 |
| Luminosid. | 0´05 | 0´12 | 1 | 3 | 30 | 185 |
| Mag. Abs. | +10´5 | +7 | +4´7 | +3´5 | +1 | -1 |
| Tiempo en consumir el 10% del H (años) | 44·1010 | 45·109 | 11·109 | 5·109 | 8·108 | 2·108 |
Índice de color: Es utilizado en Fotometría, y es el resultado de restar la magnitud obtenida con filtro azul y la obtenida con filtro verde:
mB –mV = B-V
V no es verde (Green) sino visual (sin filtro), y el resultado indica el color propio de los astros:
Es 0 si el astro es blanco, negativo si es azulado o positivo si es amarillo, anaranjado o rojizo, lo que permite conocer la temperatura superficial del astro:
Envejecimiento estelar:
Cuando la masa de He en la estrella llega al 10% del total, el núcleo es materia muerta que no participa en el régimen del astro; la estrella ya no es joven. La superficie H – He genera un fuerte efecto invernadero que:
- La zona de las reacciones nucleares queda localizada en una corona alrededor del núcleo de He.
- El núcleo de He aumenta su temperatura muy rápidamente.
- Se rompe el equilibrio, la estrella se dilata y se convierte en gigante roja.
| Tem. Ini. 15·106 ºK | % He | – | 25 | 30 | 37 | 43 |
| T (106 ºK) | 15 | 20 | 25 | 30 | 35 |
El tiempo en convertirse en gigante roja depende de su masa.
