赫罗图有好几种型式，但在命名上都没有很好的定义。 所有的型式都有共同的常规布局：亮度较大的恒星分布在图的顶端， 表面温度 高的恒星分布在图的左侧。

原始的图在 水平轴 上显示恒星的光谱类型，在垂直的轴上显示 绝对视星等 。光谱类型不是数值的量，但其序列反映出恒星表面温度的单调序列。现代观测版本的图表将光谱类型替换成色指数（在20世纪的图表中，最常见的是恒星的 B-V色指数 ）。这种类型的图表通常称为观测赫罗图，或特殊的 色光 图（CMD，color–magnitude diagram），并且通常是 观测者 在使用在已知恒星处于相同距离（如 恒星簇 内）的情况下，CMD通常用于描述星团中的恒星，其 垂直轴 视恒星的视星等。对于群聚的成员，假设所有恒星簇的视星等和绝对星等（称为距离模数）之间存在着单一的加法常数差。早期对附近 疏散星团 （像是毕宿星团和 昴宿星团 ）的研究，赫茨普龙和罗森伯格得到了第一张的CMD图，受到早些年 罗素 搜集所有 恒星图 的影响，综合的资料可以确定恒星的绝对星等。

图的另一种形式是在一个轴上绘制恒星的有效表面温度，另一个轴是恒星的光度，并且几乎都是用双对数坐标系。恒星结构和 恒星演化 的理论计算产生的图和观测结果相符。这种图称为"温度光度图"，但是这个名称几乎没有使用过；当在区分时，这种形式被"理论赫罗图"的名称取而代之。这种形式赫罗图的特点是，温度的绘制是从高温到低温，这有助于和观测型式的图做比较。

虽然这两种图是相似的，但天文学家在两者之间做了明显的区分。这样区分的原因是，从一个图精确地转换到另一个图并不是简单的事。在 有效温度 和颜色之间的转换，需要色温关系，而建构这种关系是很困难的；众所周知，这是恒星组成的函数，并且会受到其它因素（例如 恒星自转 ）的影响。当将光度或绝对全波段星等（ 热星等 ）转换为 视星等 或绝对目视星等时，需要全波段校正，这可能是也可能不是与色温图有相同的关联性。此外还需要知道与观测到的物体（即距离模数）和星际遮蔽的效应，这在颜色（红化）和视星等（其效果称为消光）两者上都有影响。颜色的失真（包括红化）和消光（遮蔽）在有显著 星周尘 的恒星上也很明显。对恒星演化的理论直接和观测比较是较理想的做法，因为在理论和观测之间的转换会产生额外的 不确定性 。

大多数恒星分布在图中被称为主序带的 对角线 区域上。这些恒星在主序带上的生命阶段，它们在核心的 核聚变 反应是氢融合。在下一个阶段浓缩的恒星是在 水平分支 （在核心是 氦融合 ，氢融合在围绕在核心附近的壳层中进行）。另一个突出的特征是位于光谱类型A5和G0之间，绝对星等+1和-3之间区域内的 赫氏空隙 （也就是在主序带上方与水平分支的巨星之间）。在空隙的左边被称为 不稳定带 的区间可以发现 天琴座RR型变星 的恒星。 造父变星 也落在不稳定带上光度较高的区间上。

天文学家可以利用赫罗图大致测量出星团或 星系 距离地球有多远。这可以通过将星团中恒星的 视星等 与已知距离（或模型恒星）的 绝对星等 进行比较来实现。然后将观察的整组在垂直方向移动，直到两者的主序带重叠。为了 匹配两个 群组而桥接的 星等 差异称为 距离模数 ，也就是 直接测量 出的距离（忽略 消光 的因素）。这种技术称为主序列拟合，是光谱 视差 的一种。不仅主序列中的转折点可以使用， 红巨星 分支的尖端也可以使用. ^[9-10]

对这 张图 的思考使天文学家推测，它可能会证明恒星演化，主要的说法是从红巨星墬落到 矮星 ，然后在它的一生中沿着主序列向下移动。因此，恒星被认为是通过克尔文-赫尔姆或兹机制将重力能转化为辐射来 辐射能量 。这种机制导致太阳的年龄只有数千万年，在 太阳系 的年龄问题上，天文学家与生物学家和 地质学家 之间发生了冲突，而他们有证据表命地球比这古老得多。这场冲突到1930年代，当 核聚变 被确定为恒星的能量来源时，才获得解决。

在罗素于 英国皇家天文学会 于1912年的会议上介绍了该图之后，亚瑟·爱丁顿受到启发，将其作为发展 恒星物理学 思想的基础。在1926年，他在《恒星的内部结构》一书中解释了恒星如何融入图的物理学。 这篇论文预期了后期发现的 核聚变 ，并正确的提出恒星的动力来源是氢融合成氦，释放出巨大的能量。这是一个卓越的洞烛先机的跃迁，因为那时还未解决恒星的能量来源，尚未证明存在 热核 能量，甚至尚未发现恒星主要是氢（参见 金属量 ）。爱丁顿设法避开了这个问题， 集中注意 在恒星 内部能量 的 热力学 。

物理学家在研究热辐射光谱的时候，发现了在一个单位面积上，亮度与温度之间的关系。温度越 高亮度 越亮。因此，一旦我们能够决定一个星球的绝对星等和光谱类型，我们就能估计它的体积大小。

单位时间内，在单位面积中所释放出来的热辐射能量与温度 四次方 成正比。

如：F=σT⁴（a=5.67×10¯ ⁵erg s¯¹cm¯ ² K¯ ⁴）（σ为史蒂芬· 波兹曼常数 ）

亮度为单位时间 内热 辐射所发出来的能量，所以将上式乘上星球总面积，假设星球为球形：

L=4πR²σT⁴

所以在赫罗图上，我们也可以把相同 表面积 的星球，出现的位置用连线标示出来。我们可以看到，在图1的右上方，低温且高亮度，所以是体积很大的星球。越往左下方高温且低亮度，所以体积越来越小。 ^{Maury, Antonia C.; Pickering, Edward C. Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial.. Annals of Harvard College Observatory. 1897, P160-168 Hertzsprung, Ejnar. Über die Sterne der Unterabteilungenc undac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury. Astronomische Nachrichten. 1908, : 373–380. Rosenberg, Hans. Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden. Astronomische Nachrichten. 1910,P 71–78 VandenBerg, Don A.; Brogaard, K.; Leaman, R.; Casagrande, L. The Ages of 95 Globular Clusters as Determined Using an Improved {\displaystyle \Delta V_{TO}^{HB}}{\displaystyle \Delta V_{TO}^{HB}} Method Along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues. The Astrophysical Journal. 2013-09-16,P134 Hertzsprung, Ejnar. Ueber die Verwendung photographischer effektiver Wellenlaengen zur Bestimmung von Farbenaequivalenten. Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam. 1911, P63 Russell, Henry Norris. Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars. Popular Astronomy. 1914-05-01,P 275–294. Rosenberg, Hans. Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden. Astronomische Nachrichten. 1910, P71–78 ‘Hertzsprung, Ejnar. Ueber die Verwendung photographischer effektiver Wellenlaengen zur Bestimmung von Farbenaequivalenten. Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam. 1911,P 63 Da Costa, G. S.; Armandroff, T. E. Standard globular cluster giant branches in the MI,(V–I)O) plane. The Astronomical Journal. 1990-07, P162. Müller, Oliver; Rejkuba, Marina; Jerjen, Helmut. Distances from the tip of the red giant branch to the dwarf galaxies dw1335-29 and dw1340-30 in the Centaurus group. Astronomy & Astrophysics. 2018-07, : A96 Eddington, A. S. The Internal Constitution of the Stars. The Scientific Monthly. 1920-P10-11 Eddington, A. S. On the Radiative Equilibrium of the Stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1916-11, P 16–35.}