El diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) va permetre entendre que la posició d'una estrella en aquesta representació tenia significat físic. L'observació de cúmuls d'estrelles, en què totes tenen la mateixa edat, va contribuir a bastir aquesta conclusió, en una preciosa conjunció de diferents camps de la física, des de la mecànica a la física de partícules, passant per la termodinàmica i l'electromagnetisme.
En els cúmuls globulars s'hi poden trobar desenes o centenars de milers d'estrelles. Entre elles n'hi ha que són binàries, ço és, orbiten una entorn de l'altra. Els períodes orbitals, observables mitjançant les posicions relatives entre elles, o també els canvis en la seua brillantor causats per les ocultacions, si l'òrbita és aproximadament coplanària a la línia de visió, permeten aplicar les lleis de Kepler i calcular-ne les masses.
A més, com que totes les estrelles del cúmul estan a la mateixa distància, la conversió entre la seua magnitud aparent i la seua magnitud absoluta és la mateixa i se'n poden fer diagrames HR amb facilitat.
Un ingredient més va ser l'aportació dels treballs desenvolupats per Kirchhoff, Rayleigh, Jeans o Planck sobre les propietats termodinàmiques d'allò que s'anomena 'cos negre' –un concepte teòric d'un cos que absorbeix tota la radiació que rep. Les observacions fetes als laboratoris indicaven que un cos en equilibri termodinàmic emet com un cos negre i que el seu espectre –distribució energètica– d'emissió depèn de la seua temperatura. Això era aplicable a les estrelles, atès que se n'havien obtingut espectres, i aquests responien a eixa distribució. Aquest corpus teòric no només obria la porta d'esbrinar la temperatura equivalent a la brillantor intrínseca de les estrelles, sinó també fer-ne estimacions de la grandària.
Tota aquesta suma dels desenvolupaments en diferents camps va permetre començar a associar les diferents propietats físiques de les estrelles a la seua posició al diagrama de Hertzsprung-Russell. I això va conduir a les primeres deduccions sobre les condicions en què es troba cadascuna. Per exemple, les estrelles que se separen de la seqüència principal cap a la dreta del diagrama, són més roges, més grans i més fredes.
En paral·lel, el segle XIX i principis del XX va viure un debat sobre la font d'energia de les estrelles, amb hipòtesis que van anar des de la col·lisió continuada de meteors sobre la seua superfície, proposada per Julius Mayer, a la contracció de l'esfera de gas com font d'energia, proposada per H. von Helmholtz. Tanmateix, l'organització de les estrelles en el diagrama HR indicava que la seua font d'energia no podia ser exterior, sinó que havia de provindre del seu interior.
Arthur S. Eddington va pensar que aquesta font d'energia havia de ser suficient per a sostenir tota la massa de les estrelles i evitar-ne el col·lapse, cosa que li va permetre estimar la temperatura interior del sol en desenes de milions de graus Kelvin. A més, en adonar-se que la massa del nucli d'heli és menor que la de la suma directa de les masses dels nuclis d'hidrogen, va especular amb la possibilitat que la font d'energia al nucli de les estrelles fora la fusió de nuclis d'hidrogen. En eixe procés es generaria l'energia equivalent a la diferència entre aquestes masses.
Els desenvolupaments dels anys vint i trenta del segle XX van permetre Hans Bethe mostrar teòricament precisament aquesta. Tal com explicarem més endavant, es va demostrar que Bethe va ser qui la va encertar de ple, motiu pel que li van concedir el premi Nobel de Física l'any 1967.
