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准确的预测矮星的亮度。
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。
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。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。
摩根和肯南在1943年发表了改进的恒星分类。摩根肯南分类（k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、、k、和（通俗的用来记忆这个恒星分类序列的方法是ohuy，kiss“）。亮度分类是依据亮度的减弱从1到5，主序带的恒星被归类为5。