Už roku 1905 Hertzsprung zistil, že hviezdy spektrálnych typov K a M sa delia na dve veľké skupiny s veľmi odlišnou svietivosťou; preto vyslovil domnienku, že medzi hviezdami treba rozlišovať' "obrov" a "trpaslíkov". H. N. Russell približne v tom čase zistil, že jestvuje výrazná korelácia medzi spektrálnym typom hviezd a ich svietivosťou. Graficky vyjadrenú závislosť medzi spektrom a svietivosťou hviezd zostrojil Hertzsprung roku 1911 pre dve otvorené hviezdokopy (Plejády a Hyády) a Russell roku 1914 pre všetky hviezdy. Z Hertzsprungovho-Russellovho diagramu vyplynulo, že väčšina hviezd tvorí na ňom hlavnú postupnosť - úzky diagonálny pás, kým menšia časť hviezd sa nachádza v širšom horizontálnom páse v oblasti vysokých svietivostí. Už roku 1914 využil Walter Sydney Adams (1876-1956) a Arnold Kohlschütter (1883-1969) rozdiely v spektrách hviezd s vysokou svietivosťou (obrov) a hviezd s nízkou svietivosťou (trpaslíkov) na odvodenie veľmi dôležitej spektroskopickej metódy určenia absolútnej jasnosti, a tým aj vzdialenosti hviezd. Roku 1915 W. S. Adams odfotografoval spektrum Síriovho sprievodcu a dokázal, že je to veľmi malá a hustá hviezda - biely trpaslík. Spresnený Hertzsprungov-Russellov diagram má pre modernú astronómiu rozhodujúci význam pri štúdiu veku a vývoja hviezd.

Za svoj úspešný rozvoj vďačí astrofyzika aj teoretickým prácam, ktoré exaktne vysvetlili vznik žiarenia a spektier hviezd. Základné zákony žiarenia sformuloval už roku 1859 G. R. Kirchhoff. Na základe analýzy spektier rôznych hviezd prišiel J. N. Lockyer roku 1887 k záveru, že hviezdy majú rôzne teploty. Roku 1893 Wilhelm Carl Werner Wien (1864-1928) vyslovil zákon, podľa ktorého vlnová dĺžka maximálnej intenzity žiarenia absolútne čierneho telesa klesá s rastúcou teplotou telesa (Wienov zákon posunu). Teóriu žiarenia absolútne čierneho telesa vypracoval roku 1900 Max Planck (1858-1947); vzťah, ktorý Planck odvodil, umožňoval pre Ľubovolnú teplotu vypočítať rozdelenie intenzity žiarenia v spektre a z pozorovaného spektra tak určiť teplotu hviezdy aj celkové množstvo žiarivej energie hviezdy. Teóriu žiarenia hviezd rozpracoval K. Schwarzschild; zahrnul do nej už aj novú kvantovú teóriu stavby atómu, ktorú vytvoril Niels Henrik David Bohr (1885-1962).

Fyzikálnej interpretácii spektrálnych čiar hviezd poskytla precízny základ ionizačná teória, ktorú vypracoval roku I920 indický fyzik Megnad Saha (1893-1956). Ukázalo sa, že chemické zloženie hviezd je v podstate veľmi zhodné a že rozdiely v spektrách hviezd sú spôsobené odlišnými podmienkami v atmosférach hviezd, najmä teploty a tlaku plynu, ktoré rozhodujú o ionizácii atómov.