Clasele de luminozitate a stelelor sunt elemente ale clasificării stelelor în funcție de luminozitatea lor (sau magnitudinea absolută ) și tipul spectral , cunoscută și sub numele de clasificarea spectrală York .
Deoarece o clasă spectrală Harvard poate corespunde stelelor cu aceeași temperatură a fotosferei , dar care diferă în ordine de mărime în luminozitate, clasificarea spectrală Yerk a fost dezvoltată ținând cont de luminozitate (MCC). În conformitate cu această clasificare, stelei i se atribuie o clasă spectrală Harvard și o clasă de luminozitate. Astfel, dacă clasificarea Harvard determină abscisa diagramei Hertzsprung-Russell , atunci clasificarea Yerk determină poziția stelei pe această diagramă. Un avantaj suplimentar al clasificării Yerk este capacitatea de a-și estima luminozitatea după tipul spectrului unei stele și, în consecință, după valoarea aparentă - distanța (metoda paralaxei spectrale ).
Stelele de pe diagrama Hertzsprung-Russell, unde sunt marcate prin tipul spectral și mărimea absolută, nu sunt distribuite uniform, ci sunt concentrate în mai multe zone ale diagramei. Clasa de luminozitate nu este direct legată de luminozitate, ci corespunde uneia sau alteia zone a diagramei [1] . Stelele din aceleași clase de luminozitate (sau apropiate) formează secvențe (ramuri) pe diagrama Hertzsprung-Russell, de exemplu, secvența principală , ramura giganților roșii sau piticele albe .
Clasele de luminozitate ale stelelor sunt stabilite prin semne indirecte: deoarece magnitudinea aparentă a stelelor depinde de distanța până la stea și de absorbția luminii în mediul interstelar, magnitudinea stelară absolută este determinată de caracteristicile spectrului, în funcție de temperatură ( care poate fi judecat după clasa spectrală Harvard a stelei), densitatea și amploarea atmosferei stelei (în funcție, la rândul lor, de masa și structura acesteia), care afectează intensitățile relative ale unui număr de linii spectrale ale elementelor ionizate . De exemplu, în spectrele stelelor gigantice, liniile elementelor ionizate sunt îmbunătățite și toate liniile sunt îngustate; în spectrele piticelor albe, liniile sunt extrem de lărgite.
Există următoarele clase de luminozitate:
| Clasă | Nume | Mărimea absolută M V |
| 0 | Hipergiganți | mai luminos -8 |
| + _ | Cei mai strălucitori supergiganți | aproximativ -8 |
| In absenta | Supergiganți strălucitori | -8 până la -6,4 [2] |
| Ib | Supergiganți normale | -6,1 până la -4,6 [2] |
| II | Giganți strălucitori | -5,4 până la -2,1 [2] |
| III | Giganți normali | -5,4 până la +1,4 [2] |
| IV | Subgiganți | -4,7 până la +3,2 [2] |
| V | Pitici de secvență principală | -5,7 până la +16 [2] |
| VI | subpitici | +4,8 până la +16 [2] |
| VII | pitice albe | +10,2 până la +15 [2] |
În cazuri rare, se distinge clasa a VIII-a de luminozitate, care include nucleele nebuloaselor planetare care se transformă în pitice albe [3] .
În fiecare clasă de luminozitate există o anumită relație între clasa spectrală și luminozitate [1] . Deci, de exemplu, stelele din secvența principală sunt mai strălucitoare, cu cât tipul lor spectral este mai devreme: de la +16 m pentru stelele din clasa M8V la −5,7 m pentru stelele din clasa O5V.