Enastronomie, laclasse de luminosité permet de distinguer lesétoiles en fonction de leurluminosité, de même que letype spectral permet de les distinguer en fonction de leurtempérature. La classe de luminosité est également le deuxième axe dudiagramme HR.
La luminosité et la température sont aussi liées, à travers laloi de Stefan-Boltzmann, qui peut s'écrire :
où, L est la luminosité, σ est laconstante de Stefan-Boltzmann (ou constante de Stefan),R le rayon de l'étoile, etT satempérature effective. Cette relation permet de donner la définition de la température effective : c'est la température du corps noir équivalent de l'étoile qui rayonne une luminositéL pour un rayonR.
Pour une étoile de masse donnée et de composition chimique donnée, la luminosité de l'étoile dépend de l'âge. Il n'y a pas de relation univoque âge-luminosité. Toutefois, en première approximation, les classes de luminosité sont une indication de l'état d'évolution de l'étoile et donc de son âge.
La classification des étoiles dans les classes de luminosité est appeléeclassification MKK, introduite en1943 parWilliam Morgan,Philip C. Keenan etEdith Kellman de l'observatoire Yerkes[1]. Cette classification est basée sur desraies spectrales sensibles à lagravité de surface, qui elle-même détermine laluminosité. En effet, le rayon d'une étoile géante étant très supérieur à celui d'une naine de même masse, la gravité à la surface d'une géante est beaucoup plus faible qu'à la surface d'une naine. Ces différences affectent à la fois l'intensité et la largeur des raies spectrales.
On distingue les classes et sous-classes de luminosité suivantes :
| Classe | sous-classe | description | |
|---|---|---|---|
| I[2] | Ia+,Ia-0 ou0[3],[4],[5] | (étoile) supergéante | (étoile) supergéante extrêmement lumineuse[4] ou(étoile) hypergéante[5] |
| Ia[3],[4],[5] | (étoile) supergéante lumineuse[4] | ||
| Iab[3] | |||
| Ib[3],[4],[5] | (étoile) supergéante peu lumineuse[4] | ||
| II[2],[3],[4],[5] | (étoile) géante brillante[4] ou(étoile) géante lumineuse[5] | ||
| III[2],[3],[4],[5] | IIIa[2] | (étoile) géante[5] normale[4] | |
| IIIab[2] | |||
| IIIb[2] | |||
| IV[2],[3],[4],[5] | (étoile) sous-géante[4],[5] | ||
| V[2],[3],[4],[5] | étoile de laséquence principale[4] ou(étoile) naine[5] | ||
| sd[4],[5] ouVI[2],[3],[4] | (étoile) sous-naine[4],[5] (peu utilisé) | ||
| D[4],[5],wd[4] ouVII[2],[4] | naine blanche[4],[5] | ||
Par exemple, leSoleil est unenaine jaune, une étoile qui n'a pas encore vieilli assez pour s'éloigner beaucoup de la ligne deséquence principale d'âge nul (ZAMS, pourzero-age main sequence en anglais) dans lediagramme HR. Une fois qu'elle aura terminé de brûler sonhydrogène dans le cœur, elle deviendra une sous-géante puis montera sur la branche des géantes, avec donc une luminosité plus grande, mais une température de surface plus faible aussi (elle apparaîtra donc rouge plutôt que jaune : unegéante rouge).
La classe de luminosité dite « classification de Mount Wilson »[6] a été utilisée pour distinguer les différences en luminosité parmi les étoiles ayant une température similaire, c'est-à-dire un mêmetype spectral Harvard — différences de luminosite qui sont typiquement d'un facteur 10 000 entre géante et naine de type K[7]. 5 classes de luminosités sont définies, sous la forme d'une ou deux lettres minuscules précédant le type spectral Harvard — par exemplegK0 pour une géante K0, qui serait écrite parK0III dans le système MKK. Ces classes sont parfois encore utilisées aujourd'hui, essentiellement pour les sous-naines (sd)[8].
| Classe | MKK | Signification |
|---|---|---|
| c | I | Supergéante |
| g | III | Géante |
| sg | IV | Sous-géante |
| d | V | Naine |
| sd | VI | Sous-naine |
