| 類型 | 溫度 | 約定顏色 | 看見顏色 | 質量（太陽質量） | 半徑（太陽半徑） | 亮度 | 氫線 | 主序星比例 |
| O | 30,000-60,000K | 藍色 | 藍色 | 64M⊙ | 16R⊙ | 1,400,000L⊙ | 弱 | ~0.00003% |
| B | 10,000-30,000K | 藍到白色 | 藍白色 | 18M⊙ | 7R⊙ | 20,000L⊙ | 一般 | 0.13% |
| A | 7,500-10,000K | 白色 | 白色 | 3.1M⊙ | 2.1R⊙ | 40L⊙ | 強烈 | 0.60% |
| F | 6000-7500K | 淡黃白色 | 白色 | 1.7M⊙ | 1.4R⊙ | 6L⊙ | 一般 | 3% |
| G | 5000-6000K | 黃色 | 淡黃白色 | 1.1M⊙ | 1.1R⊙ | 1.2L⊙ | 弱 | 7.60% |
| K | 3500-5000K | 橙色 | 黃橙色 | 0.8M⊙ | 0.9R⊙ | 0.4L⊙ | 十分弱 | 12.10% |
| M | 2000-3500K | 紅色 | 橙紅色 | 0.4M⊙ | 0.5R⊙ | 0.04L⊙ | 十分弱 | 76.45% |
| 恆星分類 | 半徑 | 質量 | 亮度 | 溫度 |
| R/R☉ | M/M☉ | L/L☉ | K | |
| O0 | 30 | 200 | 10,000,000 | 60,000 |
| O5 | 14 | 58 | 800,000 | 46,000 |
| B0 | 7.4 | 18 | 20,000 | 29,000 |
| B5 | 3.8 | 6.5 | 800 | 15,200 |
| A0 | 2.5 | 3.2 | 80 | 9,600 |
| A5 | 1.7 | 2.1 | 20 | 8,700 |
| F0 | 1.4 | 1.7 | 6 | 7,200 |
| F5 | 1.2 | 1.29 | 2.5 | 6,400 |
| G0 | 1.05 | 1.1 | 1.26 | 6,000 |
| G2 | 1 | 1 | 1 | 5770 |
| G5 | 0.93 | 0.9 | 0.79 | 5,500 |
| K0 | 0.85 | 0.78 | 0.4 | 5,150 |
| K5 | 0.74 | 0.69 | 0.16 | 4,450 |
| M0 | 0.63 | 0.47 | 0.063 | 3,850z |
| M5 | 0.32 | 0.21 | 0.0079 | 3,200 |
| M8 | 0.13 | 0.1 | 0.0008 | 2,500 |
| M9.5 | 0.1 | 0.08 | 0.0001 | 1,900 |
歷史背景
恆星種類繁多，各具特色，它們的性質主要由兩個參數決定：一個是恆星表面的溫度；另一個是恆星的光度，也就是恆星的絕對星等。
赫羅圖1911 年，丹麥天文學家赫茲伯侖和美國天文學家羅素先後發現恆星的光度與表面溫度有一定的聯繫。他們把光度與溫度作成一個圖，圖的橫坐標表示恆星的光譜型，因恆星的光譜型與表面溫度有關， 因此橫坐標也就表示恆星的表面溫度；縱坐標表示恆星的絕對星等，因絕對星等是光度的一種量度，因此縱坐標也表示恆星的光度。他們把大量的恆星按照它們各自的光譜型和絕對星等在圖上點出來，發現點的分布有一定的規律性。圖的左上方到右下方大致沿著對角線點的分布很密集，成帶狀，占總數的 90%，天文學家把這條帶稱為主星序， 帶上的恆星稱為主序星。主星序表明，大多數恆星，表面溫度高，光度也大；表面溫度降低， 則光度隨之減小。但是，在圖的右上方，有一個星比較密集的區， 這裡的星光度很大，但表面溫度卻不高，呈紅色，這表明它們的體積十分巨大，所以叫紅巨星。圖中巨星的上面是超巨星。圖的左下方也有一個星比較密集的區，這裡的星表面溫度很高，呈藍白色，光度卻很小，這表明它們的體積很小，所以叫白矮星。這張圖反映了恆星演化的一種規律性，人們稱它為赫茲伯侖一羅素圖，簡稱赫羅圖。赫羅圖是天文學家研究天體演化的重要工具。
基本簡介
赫羅圖恆星光譜型和光度的關係圖，是丹麥天文學家赫茨普龍和美國天文學家H.N.羅素創製的。赫茨普龍在1905年和1907年的論文中指出，一般藍星是亮的，而紅星卻有亮、暗兩種；他把亮星稱為巨星，把暗星稱為矮星。1911年他測定了幾個銀河星團（如昴星團、畢星團）中的恆星的光度和顏色，並將這二者作為縱坐標和橫坐標。結果表明，這些星點大都落在一條連續帶上，其餘的星（巨星）則形成小群。
1913年H.N.羅素研究了恆星的光度和光譜，並畫出一系列表明恆星光度和光譜型之間的關係圖。經過對比，發現顏色等價於光譜型或表面溫度。他們兩人的圖所表示的是同一回事，因此，後來將這類光度－顏色（光譜型或表面溫度）圖稱為赫茨普龍－羅素圖，簡稱赫羅圖。
形成原因
赫羅圖用寬波段UBV測光系統測定暗星的顏色，比用光譜方法容易得多，所以後來逐漸用色指數代替光譜型作為赫羅圖的橫坐標。色指數可轉換成表面溫度；觀測得到的視星等，經過距離改正後成為絕對星等（見星等），可再轉換為光度。有了星的表面溫度和光度，理論工作者便可以計算恆星的內部結構，也就是建立所謂恆星模型。隨著時間的推移，恆星的內部結構逐漸演變，並在它的光度和表面溫度（簡稱溫度）上表現出來，這樣，恆星在赫羅圖上的位置便沿一定路徑移動，描出“演化程”。因此，赫羅圖不僅能給各類型恆星以特定的位置，而且能顯示出它們各自的演化程，成為研究恆星必不可少的重要手段之一。
赫羅圖中的恆星不是平均分布，而是形成一定的序列的，因為光度和表面溫度之間存在著內在的關係：如果壓力、不透明度和產能率只是溫度、密度和化學成分的函式，那么恆星的結構由它的質量和化學成分決定；如果化學成分給定，則每一恆星質量便對應著一定的光度和溫度值。因而只要在某一質量範圍記憶體在著光度和溫度的關係，在赫羅圖上就會出現相應的序列。同樣質量範圍內的恆星，在赫羅圖上出現在不同的序列，必然是由化學成分不同引起的；而化學成分的不同可以是原始化學成分的不同，也可以是恆星處在不同的演化階段。因此，赫羅圖中的一些序列，可以用來研究恆星的形成和演化。
恆星的光度
赫羅圖銀河系中有千億顆恆星，它們的特性千差萬別。恆星的光度是表現它們特性的一個重要物理量。赫羅圖的縱坐標是恆星的光度。光度是恆星每秒鐘輻射出的總能量，以爾格/秒為單位。天文學家把光度大的恆星叫做巨星，光度比巨星更強的叫超巨星，光度小的稱為矮星。
恆星之間的光度差別非常大。恆星的光度即恆星的真實亮度，恆星的視星等反映不了恆星的光度，而絕對星等才能顯示出它們的光度。絕對星等就是構想把恆星都放在32.6光年（10秒差距）的地方所得出的亮度。織女星的絕對星等是0.5等，它的光度是太陽的50倍。超巨星“天津四”的絕對星等大約是－7.2等，其光度比太陽強五萬多倍。還有一顆在星空中極不起眼的天蠍座 ，視星等只有3.8等，但它的絕對星等是－9.4等，它的光度幾乎是太陽光度的50萬倍。最強的恆星的光度甚至是太陽的100萬倍。太陽是一顆黃色的矮星，相比之下光度比較弱。但還有比它更弱的矮星。如著名的天狼星伴星是一顆白矮星，它的光度還不到太陽的萬分之一。還有絕對星等在20等左右的暗弱恆星，它們的光度大約僅為太陽的40萬分之一到50萬分之一。
恆星的光度與它的體積有關，光度大的巨星，體積也大，光度小的矮星，體積也小。
恆星的大小相差很大。太陽的直徑是地球的109倍。巨星是恆星世界中個頭最大的，其直徑要比太陽大幾十到幾百倍。超巨星就更大了，紅超巨星參宿四的直徑是太陽的900倍。一顆叫柱一的雙星，其伴星的直徑大約是太陽的2000～3000倍。比太陽小的恆星也有很多，其中最突出的屬白矮星和中子星了。白矮星的直徑只有幾千千米，和地球差不多。而中子星的直徑則只有20千米。恆星的體積相差極大，而它們的質量卻差別不太大。大多數恆星的質量在太陽質量的0.5～5倍之間。質量最大的恆星，其質量能比太陽大幾十倍。質量最小的恆星，其質量也有太陽質量的幾十分之一。
溫度和光譜型
赫羅圖赫羅圖的橫坐標有時用恆星的表面溫度表示，有時也用恆星的光譜型表示，因為光譜型和表面溫度之間存在著對應的關係。恆星是一團熾熱的氣體，是一團被自身引力束縛的氣體，它們的中心區域密度和溫度都特別高，足以產生熱核反應。恆星表面的高溫使之發射類似黑體輻射一樣的光譜。在很寬的頻率範圍內都有輻射，因此稱為連續譜。
光譜曲線的峰值和形狀由物體的溫度決定。不同頻率的光，其顏色不同。恆星的顏色多種多樣，從恆星的顏色就可以判斷出它們的溫度。溫度用絕對溫度K表示，絕對溫度與攝氏溫度的換算關係是0°C=273K。表面溫度在絕對溫度30000K以上的恆星發藍光，溫度在10000～30000K的恆星顏色藍白，溫度在7500～10000K的恆星顏色純白，6000～7500K的恆星呈黃白色，溫度在5000～6000K時，恆星的顏色發黃，溫度在3500～5000K時恆星的顏色為紅橙，溫度在2000～3500K的恆星顏色發紅。
恆星的光譜除了連續譜以外，還有兩種線狀譜，分別是發射線和吸收線。它們是疊加在連續譜上的亮線和暗線。熾熱到一定程度的稀薄氣體原子會發射特定頻率的光子，形成發射線；而較冷的稀薄氣體的原子則可能吸收通過它的連續光譜中的特定頻率的光子而形成暗的吸收線。不同的物質會有不同的吸收線或發射線。測量這些譜線，可以得到恆星的化學成分的信息。從地球實驗室的光譜實驗中得知，氫、氧、碳等輕元素的光譜線主要在紫外，肉眼看不見，只有幾條譜線在可見光區。較重的元素的譜線大部分在可見光區。
恆星的外層，如太陽的光球，其溫度遠比內層低，因此其中的物質就會對內部來的連續譜輻射進行選擇吸收，而形成許多暗黑的吸收線。在恆星表面大氣中的某些元素的原子產生髮射線要求溫度相當高，一般不容易達到，因此有發射線的恆星比較少。有吸收線的恆星則很普遍，只不過有的多些有的少些。也有一些恆星光譜呈現有分子帶譜線。
天文學家根據恆星的吸收線光譜特徵來進行分類。最著名的分類法由哈佛大學天文台的天文學家提出的，稱為哈佛分類法。他們根據240000顆恆星的吸收光譜資料，把它們分為七大類：O型、B型、A型、F型、G型、K型和M型，在G型和K型中，又有三個子型，即R型、N型和S型。
O型為藍星；B型為藍白星；A型為白星；F型為黃白星；G型為黃星；K型為橙紅星；M型為紅星。這種光譜型分類的順序恰好是恆星表面溫度從高到低的序列。對應的表面溫度為O型為40000－25000K；B型為25000－12000K；A型為11500－7700K；F型為7600－6100K；G型為6000－5000K；K型為4900－3700K；M型為3600－2600K。天文學家曾認為，這 一序列代表了恆星的從高溫到低溫的演化，把O型和B型稱之為早型星，把K型和M型稱為晚型星。後來知道，這個看法並不正確。
演化規律
赫羅圖從赫羅圖上可以看出，恆星主要集中在四個區域。第一個區域為主星序區：銀河系中90%以上的恆星都分布在從左上到右下的這一條帶子上。這個帶上的恆星，有效溫度愈高的，光度就愈大。這些星被稱為主序星，又稱矮星。我們熟悉的太陽、牛郎、織女等都是主序星。第二個區域在主星序右上方：這些恆星的溫度和某些主序星的一樣，但光度卻高得多，因此稱之為巨星或超巨星。像北極星（小熊座α）、大角（牧夫座α）屬於巨星，心宿二（天蠍座α）則為著名的超巨星。第三個區域在主星序左下方：是一些溫度高而光度低白矮星，以及其它低光度恆星，如寧靜新星和行星狀星雲的核（已經公認為白矮星）。
天狼B（即天狼星的伴星）就是最亮的白矮星。第四個區域位於赫羅圖上一個很右的位置：溫度非常冰冷的星際雲在最右邊，當星際雲收縮，它會變得越來越熱，在赫羅圖上的位置亦會向左移動。由星際雲形成的原恆星也在赫羅圖的右邊。赫羅圖是由恆星的光學觀測數據構成的，因此中子星和黑洞不能在赫羅圖上顯現。在赫茨普龍和羅素最初給出的赫羅圖中，沒有第三和第四個區域，因為那時還沒有發現白矮星，也沒有討論恆星的形成。
赫羅圖在恆星演化的研究當中十分重要。由於恆星內部能源的不斷消耗，恆星要發生演變，光度和溫度都要發生變化，這導致在赫羅圖上的位置發生變化。天文學家根據赫羅圖描繪了恆星從誕生、成長到衰亡的演化路徑，並從理論上給出恆星從誕生到主序星、紅巨星、變星、新星（超新星）、緻密星（白矮星或中子星或黑洞）的演化機制和模型。這是人類認識恆星世界奧秘的一個重大突破。
赫羅圖可顯示恆星的演化過程，大約90%的恆星位於赫羅圖左上角至右下角的帶狀上，這條線稱為主序帶。位於主序帶上的恆星稱為主序星。形成恆星的分子雲是位於圖中極右的區域，但隨著分子雲開始收縮，其溫度開始上升，會慢慢移向主序帶。恆星臨終時會離開主序帶，恆星會往右上方移動，這裡是紅巨星及紅超巨星的區域，都是表面溫度低而光度高的恆星。經過紅巨星但未發生超新星爆炸的恆星會越過主序帶移向左下方，這裡是表面溫度高而光度低的區域，是白矮星的所在區域，接著會因為能量的損失，漸漸變暗成為黑矮星。
| 通用名 | 棕矮星（褐矮星） | 白矮星 | 中子星（脈衝星） | 紅矮星 | 次矮星 | 主序星（矮星） | 次巨星 | 巨星 | 亮巨星 | 超巨星 | 特超巨星 |
| 英文名 | Brown Dwarf | White Dwarf | Neutron Star | Red Dwarf | Sub Dwarf | Dwarf | Subgiant | Giant | Bright Giant | Supergiant | Hypergiant |
| 字母代號 | Ⅰ | Ⅱ | Ⅲ | Ⅳ | 五 | Ⅵ | Ⅶ |
| 類型 | 超巨星 | 亮巨星 | 正常巨星 | 亞巨星 | 主序星 | 亞矮星 | 白矮星 |
分布區域
赫羅圖在赫羅圖上，恆星集中在幾個區域，絕大多數恆星分布在從左上到右下的一條帶子上， 這條帶稱為主星序。主星序上的恆星，有效溫度越高的，光度就越高。主星序上的這些星被稱為主序星，又稱矮星。熟悉的太陽、牛郎、織女等都是主序星。在主星序右上方有一些恆星，它們的溫度和某些主序星的溫度一樣，但光度卻高得多， 因此稱之為巨星或超巨星。像北極星 （小熊座α） 、大角 （牧夫座α） 屬於巨星，心宿二 （天蠍座α星,天蠍座的主星） 就是著名的超巨星。在主星序左下方，有一些溫度高而光度低的星就是白矮星，天狼 B（即天狼星的伴星） 就是最亮的白矮星。
在主序星內，恆星的質量和它的光度有關，也就是存在質光關係，即質量大的恆星光度也高。在赫羅圖中的主星序斜帶上，左上端的恆星光度高，質量大，越往右下方，光度越小，質量也越小。
赫羅圖在恆星演化的研究中十分重要。由於恆星內部能 源的不斷消耗，恆星要發生演變，光度和溫度都要發生變化，這就導致它在赫羅圖上的位置也要發生變化。天文學家根據赫羅圖描繪了恆星從誕生到成長再到衰亡的演化過程，並從理論上給出恆星從誕生到主序星、紅巨星、變星、新星 （超新星） 、緻密星 （白矮星或中子星或黑洞） 的演化機制和模型。這是人類認識恆星世界奧秘的一個重大突破。
大小關係
物理學家在研究熱輻射光譜的時候，發現了在一個單位面積上，亮度與溫度之間的關係。溫度越高亮度越亮。因此，一旦我們能夠決定一個星球的絕對星等和光譜類型，我們就能估計它的體積大小。
單位時間內，在單位面積中所釋放出來的熱輻射能量與溫度四次方成正比。亮度為單位時間內熱輻射所發出來的能量，所以將上式乘上星球總面積，假設星球為球形：
所以在赫羅圖上，也可以把相同表面積的星球，出現的位置用連線標示出來。我們可以看到，在圖的右上方，低溫且高亮度，所以是體積很大的星球。越往左下方高溫且低亮度，所以體積越來越小。
主星序
在觀察恆星時也很想知道恆星的質量。要怎樣來測得一個恆星的質量，其實不是一件容易的事情。質量會表現在萬有引力上。根據牛頓的萬有引力定律告訴我們質量和引力大小的關係。假如我們能找到雙星系統，經由研究這兩個星星之間引力所造成的軌道運動，就有可能可以決定這兩個星星的質量。單獨存在的一個恆星大概是沒什麼機會讓我們去估計它的質量。
幸虧雙星系統是很常見的。所以當我們在介紹每月星空時就會指出，許多天上肉眼可見的星星都是雙星，甚至是多聚星系統。天文學家研究了許多距離我們比較近的雙星，把這些星星依其光譜類型及絕對星等畫在赫羅圖上，並且標上它們的質量。然後，一個重大的發現出現了：在主序列帶上的恆星，是按照質量大小排列的！在左上方，高溫高亮度的是質量比較大的恆星，而在右下方低溫低亮度的則是小質量的恆星。
光譜型種類
赫羅圖中恆星的光譜型，通常可大致分為七種：O.B.A.F.G.K.M， 有個簡單口訣可以幫助記憶：Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!
這是目前最通用的恆星分類法——摩根-肯那光譜分類法，依據恆星的溫度由高至低排序（質量、半徑和亮度皆與太陽比較），但其光譜標示仍沿用哈佛光譜中的分類，將恆星的光譜分成七大類，每類再細分為十小類。但目前最熱的星為O5，最暗的星為M5，即O型只有五小類，M型只有六小類，總計為61小類。
類型特性
O：藍色
溫度高於25,000K，有游離的氦光譜，氫的譜線不明顯，在紫外線區的連續光譜強烈。多數的原子都呈現高游離狀態，如氮失去兩個電子，矽失去三個電子。
B：藍白色
溫度在11,500至25,000K之間，氦原子譜線呈現中性，矽則失去1或2個電子，氧和鎂原子失去1個電子。如B0就已經沒有氦的游離譜線，氫譜線則已很明顯。
A：白色
溫度在7,500至11,500K之間，光譜以氫原子的譜線最強烈，矽、鎂、鐵、鈣、鈦等都為游離的譜線，但金屬的譜線很微弱。如A0已經沒有氦的譜線，有微弱的鎂與矽的離子譜線，也有鈣離子的譜線。
F：黃白色
溫度在6,000至7,500K之間，有離子化的金屬譜線，氫的譜線轉趨微弱但仍很明顯，鐵、鉻等自然態的金屬譜線開始出現。如F0的鈣離子線強烈，氫的譜線雖已減弱，但中性氫原子譜線與一階金屬離子線都很明顯。
G：黃色
溫度在5,000至6,000K之間，有游離的金屬、鈣譜線及部份的金屬譜線，氫原子的譜線更為微弱，分子譜線（CH）已經出現。如G0譜線以中性金屬線為主，鈣的離子線達到最強，氫氧根（G帶）的吸收線很強。
K：橙色
溫度在3,500至5,000K之間，主要為金屬譜線。如K0在藍色的連續區強度微弱，氫線很微弱，有中性金屬譜線，分子譜線（CH、CN）依然存在。
M：紅色
溫度低於3,500K，有金屬、分子及氧化物的譜線，氧化鈦（TiO）的譜線成為最主要的譜線。如M0已有很強的分子帶，尤其是氧化銻、鈣原子的譜線強烈，紅色區呈現連續光譜；M5鈣原子的譜線很強，氧化銻的強度超過鈣。
此外，在巨星的區域內因為還有其他的元素參與核反應，所以還有R、S、N三種在巨星分支上才會用的分類；還有些恆星因為有些特殊譜線而不易歸類於其中，也會另外加上註解用的字母作為區別。
星團赫羅圖
由於一個星團中的恆星距離基本一致（或者一個遙遠星系中的星團距離基本一致），因此可以用視星等取代絕對星等作為縱軸繪製星團中成員恆星的赫羅圖或者遙遠星系中成員恆星的赫羅圖。星團赫羅圖與標準赫羅圖的比較，可以幫助估計星團的實際距離。
