Una vez calibrado el diagrama H-R, por el espectro de una estrella podemos deducir su tipo espectral o temperatura efectiva.

Si la estrella está situada en la secuencia principal es posible obtener su luminosidad a partir de la ordenada del diagrama, Mv o L, ahora se puede determinar la distancia a que se encuentra la estrella observando su brillo o magnitud aparente (m - M = 5 log d -5). Este método de determinar distancias de llama la paralaje espectroscópica.

Si la estrella no está en la secuencia principal (aproximadamente el 90% de todas las estrellas están en ella) sino que es, por ejemplo, una gigante roja como su atmósfera es menos densa que una enana, este hecho influye en la anchura de las líneas espectrales. Los astrónomos estudiando la anchura de las líneas espectrales pueden deducir la clase de luminosidad, es decir, saber si la estrella es enana, gigante o supergigante por el espectro observado.

En consecuencia se puede obtener siempre la luminosidad del diagrama H-R, una vez conocida la temperatura y clase de luminosidad por el espectro, y con la magnitud aparente observada deducir la distancia o paralaje espectroscópica.