Au début du XXe siècle, on commença à avoir des informations plus fiables sur les types et les distances des étoiles. Les spectres d'étoiles montraient des structures différentes, ce qui permettait de les classer. Annie Jump Cannon et Edward Charles Pickering, au Harvard College Observatory (Observatoire de l'université de Harvard) ont mis au point une méthode de classification, connue sous le nom de Schéma de classification de Harvard, publiée dans les Annales de Harvard en 1901.
À Potsdam, en 1906, l'astronome danois Ejnar Hertzsprung remarque que les étoiles les plus rouges, classées K et M dans le schéma de Harvard, peuvent être divisées en deux groupes bien séparés : celles qui sont beaucoup plus brillantes que le Soleil, et celles qui le sont beaucoup moins. Pour distinguer ces groupes, il les nomme « géantes » et « naines ». L'année suivante, il commence à étudier des amas stellaires ; c'est-à-dire de grands échantillons d'étoiles qui sont toutes à peu près à la même distance. Il publie les premiers diagrammes de luminosité en fonction de la couleur pour ces étoiles. Ces diagrammes présentent une suite claire et continue d'étoiles, qu'il nomme « séquence principale ».
À l'université de Princeton, Henry Norris Russell poursuit ses recherches dans la même direction. Il étudie la relation entre classification spectrale et luminosité absolue, la magnitude absolue. À cette fin, il utilise un échantillon d'étoiles de parallaxes fiables, dont beaucoup ont été classifiées à Harvard. Quand il porte les types spectraux de ces étoiles en fonction de leur magnitude absolue, il trouve que les étoiles naines suivent une relation bien définie. Ceci lui permet de prédire la magnitude absolue d'une étoile avec une relative précision.
Parmi les étoiles rouges observées par Hertzsprung, les naines suivent aussi la relation couleur-luminosité découverte par Russell. Mais comme les géantes sont bien plus brillantes que les naines, elles ne suivent pas la même relation. Russell propose que les « les étoiles géantes doivent avoir une faible densité, ou une grande luminosité de surface, et inversement pour les étoiles naines. » Le même diagramme montre aussi qu'il y a quelques rares étoiles blanches très peu lumineuses.
En 1933 Bengt Strömgren introduit l'expression « diagramme de Hertzsprung-Russell » pour désigner un diagramme portant la luminosité en fonction de la classe spectrale. Ce nom renvoie à la mise au point en parallèle de cette technique par Hertzsprung et Russell au début du siècle.
Comme des modèles d'évolution des étoiles ont été mis au point pendant les années 1930, il est montré que pour des étoiles de même composition, il existe une relation entre la masse d'une part, le rayon et la luminosité de l'autre. Ceci prend le nom de théorème de Vogt-Russell. Selon ce théorème, une fois que la composition chimique d'une étoile et sa position sur la séquence principale sont connues, on peut en déduire sa masse et son rayon. (Cependant, il a été découvert plus tard que le théorème est quelque peu mis en échec si la composition de l'étoile n'est pas uniforme).
Un schéma amélioré pour la classification stellaire « MK » a été publié en 1943 par W. W. Morgan et P. C. Keenan. La classification MK donne à chaque étoile un type spectral basé sur la classification de Harvard – et une classe de luminosité. La classification de Harvard avait été mise au point en attribuant les lettres aux types d'étoiles en fonction de l'importance des diverses raies du spectre de l'hydrogène, avant que la relation entre spectre et température ne soit connue. Si on les range par températures, et en éliminant les doublons, on obtient les types spectraux en fonction des températures décroissantes, avec des couleurs allant du bleu au rouge : la séquence devient O, B, A, F, G, K et M. Les classes de luminosité vont de I à V, en ordre de luminosité décroissante. Les étoiles de luminosité V forment la séquence principale.