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Sin dalla più remota antichità gli uomini hanno osservato le stelle in cielo, e notato che vi è una grande varietà nella loro luminosità e nel loro colore. Stelle luminosissime come Sirio e Vega, altre appena percettibili; stelle rosse, arancio, gialle, bianche, azzurrine.
Solo nel 1939 H.Bethe e G.Gamow diedero una spiegazione soddisfacente di questa varietà: le stelle non sono altro che enormi bombe all'idrogeno che impiegano qualche milione di anni per bruciare il loro combustibile. Il colore dipende dalla loro temperatura superficiale: le stelle più calde (10000K-20000K) appaiono di colore bianco azzurrino, quelle più fredde di colore rosso. Oggi è possibile misurare con grande precisione la temperatura di una stella con mezzi spettroscopici.
La luminosità di una stella dipende invece da due fattori, la luminosità assoluta della stella e la distanza da cui viene osservata. Di fatto per calcolare la luminosità assoluta noi misuriamo la luminosità relativa (vista dalla Terra) e riportiamo tale luminosità alla distanza di 10 parsec. La luminosità assoluta di una stella richiede quindi la conoscenza della sua distanza.
Riportando su un diagramma cartesiano la temperatura (in ascisse) e la luminosità (in ordinate) di una popolazione di stelle si ottiene il cosiddetto diagramma di Hertzsprung-Russell, brevemente HR: si nota subito che le stelle non si distribuiscono in modo uniforme sul diagramma, ma al 90% si dispongono su una linea caratteristica che è nota come sequenza principale. Vi sono anche alcune stelle anomale che si collocano al di sopra di questa sequenza (giganti rosse: stelle molto luminose di colore rosso o arancio) o al di sotto (nane bianche: stelle pochissimo luminose di colore bianco)
Va notato che il diagramma HR può essere diverso a seconda della popolazione di stelle che si prende in considerazione. Per esempio per le stelle di un ammasso globulare (popolazione II) si ha un diagramma alquanto diverso da quello classico.
L'importanza del diagramma HR sta soprattutto nell'aver fornito la base per la teoria dell'evoluzione stellare.