20世纪的初期，有关恒星类型和距离的资料变得更多。恒星的光谱被证明有独特的功能，可以用来进行分类。哈佛大学的安妮·坎农和爱德华·皮克林发展出的分类法成为日后众所周知的哈佛分类系统，发表在1901年的哈佛年报（Harvard Annals）。[3]
公元1906年，在波茨坦，丹麦的天文学家埃希纳·赫茨普龙注意到最红的那些恒星－在哈佛系统的分类是K和M－可以分为两个不同的群体。这些恒星不是比太阳亮，就是比太阳暗淡许多。为了区分这两个群，他分别称它们是"巨星"和"矮星"。第二年他开始研究星团；大量在大约相同距离的恒星都属于同一个恒星集团。他发表了第一张这些恒星的颜色相对于亮度的图，这张图表显示出突显和连续的系列恒星，他称之为“主序带”。[4]
在普林斯顿大学，亨利·诺利斯·罗素也做了如下的类似研究。他研究恒星的光谱分类和它们修正过距离的真实亮度－它们的绝对星等。为了达到这个目的，他使用一系列在哈佛分类系统中有确切视差的恒星。当它绘制这些恒星的光谱对应于绝对星等的图时，他发现这些矮星遵循明确的关系，这使得他可以真正合理且正确地预测矮星的亮度[5] 。
赫茨普龙观察的红色恒星，矮星也遵循着罗素发现的光谱-光度关系。然而，巨星仍然比矮星亮了许多，并未遵循着相同的关系。罗素认为"巨星必须有低密度或是大表面的亮度，与矮星的事实恰好相反"。相同的曲线也显示有极少数白色的暗星[5] 。
公元1933年，本特·斯特龙根介绍赫罗图来显示亮度-光谱分类的关系图[6] 。这个名称反映出这种方法是赫茨普龙和罗素在20世纪早期平行发展出来的。如同在20世纪30年代发展出的恒星演化模型，它显示出恒星有着一致的化学成分，恒星的质量和半径之间有着关联性。也就是说，对于给定的恒星质量和成分，有一个唯一的恒星半径和光度解。这被称为罗素-沃克定理，是以亨利·诺利斯·罗素和海涅·沃克的名字命名的。经由这个定理，一旦知道一颗恒星的化学成分，和它在主序带上的位置，则这颗恒星的质量和半径已就确定了。不过，后来发现这个定理不适用那些成分不一致的恒星[7] 。
W. W.摩根和P. C.肯南在1943年发表了改进的恒星分类[8] 。摩根-肯南分类（MK系统）选定每颗恒星的光谱－以哈佛分类系统为基础－和光度分类。哈佛分类系统是在知道光谱和温度之间的关系之前，以每颗恒星光谱的氢线强度给与不同的字母标示。在依照温度排序和筛除重复的分类后，恒星的光谱类型遵循温度由高至低和温度由蓝至红的顺序排列，序列成为O、B、A、F、G、K、和M（通俗的用来记忆这个恒星分类序列的方法是Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"）。亮度分类是依据亮度的减弱从Ⅰ到Ⅴ，主序带的恒星被归类为Ⅴ。[9]