Tähtien kirkkausluokat ovat elementtejä tähtien luokittelusta riippuen niiden valoisuudesta (tai absoluuttisesta magnitudista ) ja spektrityypistä , joka tunnetaan myös Yorkin spektriluokituksena .
Koska yksi Harvardin spektriluokka voi vastata tähtiä, joilla on sama fotosfäärilämpötila , mutta joiden valoisuus eroaa suuruusluokittain, Yerkin spektriluokitus kehitettiin ottaen huomioon valoisuus (MCC). Tämän luokituksen mukaan tähdelle on määritetty Harvardin spektriluokka ja valoisuusluokka. Siten, jos Harvardin luokitus määrittää Hertzsprung-Russell-kaavion abskissan , Yerk-luokitus määrittää tähden sijainnin tässä kaaviossa. Yerk-luokituksen lisäetuna on kyky arvioida sen kirkkaus tähden spektrin tyypin ja vastaavasti näennäisarvon - etäisyyden perusteella (spektriparallaksin menetelmä ) .
Hertzsprung-Russell-kaavion tähdet, joissa ne on merkitty spektrityypin ja absoluuttisen suuruuden mukaan, eivät ole jakautuneet tasaisesti, vaan ne ovat keskittyneet kaavion useille alueille. Valoisuusluokka ei liity suoraan kirkkauteen, vaan vastaa yhtä tai toista kaavion aluetta [1] . Saman (tai läheisen) kirkkausluokan tähdet muodostavat Hertzsprung-Russell-kaaviossa sekvenssejä (haaroja), esimerkiksi pääsekvenssin , punaisten jättiläisten tai valkoisten kääpiöiden haaran .
Tähtien kirkkausluokat määritetään epäsuorilla merkeillä: koska tähtien näennäinen suuruus riippuu etäisyydestä tähteen ja valon absorptiosta tähtienvälisessä väliaineessa, absoluuttinen tähtien suuruus määräytyy spektrin ominaisuuksien mukaan lämpötilasta riippuen ( joka voidaan arvioida tähden Harvardin spektriluokan), tiheyden ja tähden ilmakehän laajuuden mukaan (riippuen vuorostaan sen massasta ja rakenteesta), jotka vaikuttavat useiden ionisoitujen alkuaineiden spektriviivojen suhteellisiin intensiteetteihin . Esimerkiksi jättiläisten tähtien spektrissä ionisoituneiden alkuaineiden viivat korostuvat ja kaikki viivat kaventuvat, valkoisten kääpiöiden spektrissä viivat ovat erittäin leventyneet.
On olemassa seuraavat valovoimaluokat:
| Luokka | Nimi | Absoluuttinen magnitudi M V |
| 0 | Hyperjättiläiset | kirkkaampi -8 |
| + _ | Kirkkaimmat superjättiläiset | noin -8 |
| Ia | Kirkkaat superjättiläiset | -8 - -6,4 [2] |
| Ib | Normaalit superjättiläiset | -6,1 - -4,6 [2] |
| II | Kirkkaat jättiläiset | -5,4 - -2,1 [2] |
| III | Normaalit jättiläiset | -5,4 - +1,4 [2] |
| IV | Subgiants | -4,7 - +3,2 [2] |
| V | Pääsarja kääpiöt | -5,7 - +16 [2] |
| VI | alikääpiöt | +4,8 - +16 [2] |
| VII | valkoiset kääpiöt | +10,2 - +15 [2] |
Harvinaisissa tapauksissa erotetaan valoisuusluokka VIII, joka sisältää planeettojen sumujen ytimet, jotka muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi [3] .
Jokaisessa valoisuusluokassa on tietty suhde spektriluokan ja valoisuuden välillä [1] . Joten esimerkiksi pääsarjan tähdet ovat kirkkaampia, mitä aikaisempi niiden spektrityyppi on: +16 metristä M8V-luokan tähdille -5,7 metriin O5V-luokan tähdille.