Klasa jasności gwiazdy Klasa jasności gwiazd, zwana także klasyfikacją widmową Yerkes została stworzona w 1943 roku przez Williama W. Morgana, Phillipa C. Keenana oraz Edith Kellman z obserwatorium Yerkes (stąd również skrót MKK od inicjałów autorów). Klasyfikacja ta jest rozszerzeniem do klasycznej klasyfikacji widmowej i opiera się na odkrytej przez Morgana korelacji pomiędzy szerokością linii widmowych a mocą promieniowania gwiazdy. W ramach gwiazd o tym samym typie widmowym, im gwiazda jaśniejsza tym węższe linie obserwuje się w jej widmie. Oryginalna klasyfikacja MKK wprowadziła siedem klas jasności, tę listę współcześnie uzupełnia dodatkowa klasa.
Wyróżnia się 8 klas jasności: 0 (czasem też: Ia-0) – hiperolbrzymy – najjaśniejsze ze wszystkich gwiazd. Przykładem hiperolbrzyma jest Eta Carinae (klasa dodana później). I – nadolbrzymy – bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ Iab – pośredni). Tego rodzaju gwiazdy są bardzo rzadkie – jedna na milion gwiazd jest nadolbrzymem. Najbliższym nadolbrzymem jest Kanopus (F0Ib) oddalony 310 lat świetlnych. Innymi przykładami są: Betelgeza (M2Ib), Antares (M1Ib) i Rigel (B8Ia). II – jasne olbrzymy – gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami.