Co to jest klasa jasności gwiazdy?
Klasa jasności (luminosity class) to element dwuwymiarowej klasyfikacji widmowej Morgana-Keenana (MK, 1943) określający etap ewolucji i rzeczywistą jasność gwiazdy, niezależnie od jej temperatury. Klasy oznaczane są cyframi rzymskimi: Ia i Ib (nadolbrzymy jasne i mniej jasne), II (jasne olbrzymy), III (olbrzymy), IV (podolbrzymy), V (Główna Sekwencja, gwiazdy karłowate).
Klasa jasności odczytywana jest ze spektrum gwiazdowego na podstawie szerokości linii absorpcyjnych: w gwiezdnych atmosferach o niskim ciśnieniu (olbrzymy, nadolbrzymy) linie widmowe są wąskie (mała szerokość Starka), a w gęstych atmosferach karłów – szerokie i rozmyte. Przykłady: Słońce to G2V (klasa G2 temperaturowa, V jasności – Główna Sekwencja), Betelgeza to M2Ia (nadolbrzym typu M), Rigel to B8Ia (niebieski nadolbrzym), Aldebaran to K5III (czerwony olbrzym). Razem typ widmowy i klasa jasności tworzą pełny opis klasyfikacyjny gwiazdy i pozwalają wyznaczyć jej jasność absolutną bez znajomości odległości (metoda paralaksy spektroskopowej).
Klasy jasności są kluczowe dla wyznaczania odległości do gromad gwiezdnych i kartografii Galaktyki – porównując jasność obserwowaną z absolutną wynikającą z klasy widmowej, astronomowie szacują odległości do tysięcy paraseków. Metoda ta (spectroscopic parallax) jest szczególnie ważna dla obiektów zbyt odległych dla bezpośredniej paralaksy geometrycznej.