Die Leuchtkraftklasse dient zusammen mit der Spektralklasse in der Astrophysik zur Klassifizierung der Sterne nach charakteristischen Eigenschaften ihrer Spektren:
Gemeinsam ergeben Spektral- und Leuchtkraftklasse eine zweidimensionale Klassifizierung von Sternspektren (ähnlich dem Hertzsprung-Russell-Diagramm), deren Nützlichkeit auf der engen Verbindung mit den physikalischen Eigenschaften Temperatur und Leuchtkraft der Sterne beruht.
Da die Leuchtkraft eines Sternes in physikalischen Einheiten von seiner Masse, der Größe seiner Oberfläche und seiner Effektivtemperatur abhängt, lässt sich allein mit dem Wert der Leuchtkraft noch keine Aussage über die Leuchtkraftklasse machen; so kann z. B. ein Stern mit der ca. 100-fachen Leuchtkraft der Sonne ein Hauptreihenstern, ein Unterriese oder ein Riese sein. Zur Ermittlung der Leuchtkraftklasse benötigt man zusätzlich die Angabe der Spektralklasse. Ist diese z. B. M0, so wäre ein Stern mit hundertfacher Sonnenleuchtkraft ein Roter Riese, die vollständige Klassifizierung im MK-System (s.u.) würde M0III lauten.
Das gebräuchlichste System von Leuchtkraftklassen wurde von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan entwickelt. Es wird nach den Anfangsbuchstaben ihrer Nachnamen auch als MK-System bezeichnet bzw. nach dem Yerkes-Observatorium, an dem beide arbeiteten, als Yerkes-System. In diesem System werden die Sterne wie folgt eingeteilt:
| Leuchtkraftklasse | Sterntyp |
|---|---|
| 0 | Hyperriese |
| I | Überriese |
| Ia-0, Ia, Iab, Ib | Unterteilung der Überriesen nach abnehmender Leuchtkraft |
| II | heller Riese |
| III | „normaler“ Riese |
| IV | Unterriese |
| V | Zwerg (Hauptreihenstern) |
| VI | Unterzwerg |
| VII | Weißer Zwerg |
Die Leuchtkraftklasse gibt den Entwicklungsstand eines Sternes an, von denen ein Stern in seinem Leben mehrere durchläuft.
Wenn der „Geburtsvorgang“ eines Sternes abgeschlossen ist, ist er in der Regel ein Hauptreihenstern (V). Sollte seine chemische Zusammensetzung stark von der der anderen Sterne abweichen und zwar derart, dass in seiner Atmosphäre wesentlich weniger Metalle enthalten sind, kann dieser Stern auch als Unterzwerg (VI) klassifiziert werden. In diesem Entwicklungsstadium bezieht der Stern seine Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern, dem so genannten Wasserstoffbrennen. Dies ist der längste Abschnitt seines Lebens, abgesehen von seinem Endzustand.
Beträgt die Masse eines Sternes weniger als die 2,3-fache Masse unserer Sonne, entwickelt der Stern sich zunächst zu einem Unterriesen (IV). Das geschieht dann, wenn in seinem Zentrum kein Wasserstoff mehr vorhanden ist, die Temperatur in seinem Inneren aber nicht zur Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff im Heliumbrennen ausreicht. Der Stern bezieht seine Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium in der Schicht (Schale) die den „ausgebrannten“ Kern umgibt (Wasserstoffschalenbrennen).
Wenn die Masse des Heliumkernes eines Unterriesen die 0,45-fache Masse unserer Sonne oder die Masse eines Hauptreihensternes 2,3 Sonnenmassen übersteigt, setzt nach dem Wasserstoffbrennen die Fusion von Helium zu Kohlenstoff (Heliumbrennen) ein. Der Stern bläht sich dabei zu einem Riesen (III) auf.
Je nach Masse des Sternes kann dieser weitere Stufen der Entwicklung durchlaufen, wobei die Dauer jedes nun folgenden Abschnittes wesentlich kürzer als die vorangegangene ist. Hat ein Stern alle Möglichkeiten der Energiegewinnung, die ihm aufgrund seiner Masse zur Verfügung standen, ausgeschöpft, geht er in einen dauerhaften Endzustand über. Er kann als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden, wobei diese Endstadien nicht in Leuchtkraftklassen eingeordnet werden. In Mehrfachsternsystemen kann die Entwicklung der Komponenten durch Masseaustausch wesentlich anders verlaufen.
