Las clases de luminosidad estelar son elementos de la clasificación de las estrellas en función de su luminosidad (o magnitud absoluta ) y tipo espectral , también conocida como clasificación espectral de York .
Dado que una clase espectral de Harvard puede corresponder a estrellas con la misma temperatura de la fotosfera , pero que difieren en órdenes de magnitud en luminosidad, la clasificación espectral de Yerk se desarrolló teniendo en cuenta la luminosidad (MCC). De acuerdo con esta clasificación, a la estrella se le asigna una clase espectral de Harvard y una clase de luminosidad. Así, si la clasificación de Harvard determina la abscisa del diagrama de Hertzsprung-Russell , entonces la clasificación de Yerk determina la posición de la estrella en este diagrama. Una ventaja adicional de la clasificación de Yerk es la capacidad de estimar su luminosidad por el tipo de espectro de una estrella y, en consecuencia, por el valor aparente : la distancia (método de paralaje espectral ).
Las estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell, donde están marcadas por tipo espectral y magnitud absoluta, no están distribuidas uniformemente, sino que están concentradas en varias áreas del diagrama. La clase de luminosidad no está directamente relacionada con la luminosidad, sino que corresponde a una u otra zona del diagrama [1] . Las estrellas de las mismas (o cercanas) clases de luminosidad forman secuencias (ramas) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, por ejemplo, la secuencia principal , la rama de las gigantes rojas o las enanas blancas .
Las clases de luminosidad de las estrellas se establecen mediante signos indirectos: dado que la magnitud estelar aparente depende de la distancia a la estrella y de la absorción de luz en el medio interestelar, la magnitud estelar absoluta está determinada por las características del espectro, en función de la temperatura ( que puede juzgarse por la clase espectral de Harvard de la estrella), la densidad y la extensión de la atmósfera de la estrella (dependiendo, a su vez, de su masa y estructura), que afectan las intensidades relativas de una serie de líneas espectrales de elementos ionizados . Por ejemplo, en el espectro de las estrellas gigantes, las líneas de los elementos ionizados se realzan y todas las líneas se estrechan; en el espectro de las enanas blancas, las líneas se ensanchan mucho.
Existen las siguientes clases de luminosidad:
| Clase | Nombre | Magnitud absoluta M V |
| 0 | Hipergigantes | más brillante -8 |
| + _ | Las supergigantes más brillantes | sobre −8 |
| I a | supergigantes brillantes | -8 a -6,4 [2] |
| Ib | supergigantes normales | -6,1 a -4,6 [2] |
| II | Gigantes brillantes | -5,4 a -2,1 [2] |
| tercero | Gigantes normales | -5,4 a +1,4 [2] |
| IV | Subgigantes | -4,7 a +3,2 [2] |
| V | Enanos de secuencia principal | -5,7 a +16 [2] |
| VI | subenanos | +4,8 a +16 [2] |
| VII | enanas blancas | +10,2 a +15 [2] |
En casos raros, se distingue la clase de luminosidad VIII, que incluye los núcleos de las nebulosas planetarias que se convierten en enanas blancas [3] .
En cada clase de luminosidad existe una cierta relación entre la clase espectral y la luminosidad [1] . Así, por ejemplo, las estrellas de la secuencia principal son más brillantes cuanto antes es su tipo espectral: desde +16 m para estrellas de clase M8V hasta −5,7 m para estrellas de clase O5V.