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。
中子星-內部結構模型圖溫度和光譜型
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。
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。
主序列帶
赫羅圖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
赫羅圖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11,000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11,000K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。
