Phân loại quang phổ Yerkes, còn gọi là hệ thống MKK dựa vào tên của các tác giả, là hệ thống của phân loại quang phổ sao được giới thiệu năm 1943 bởi William W. Morgan, Phillip C. Keenan và Edith Kellman từ Đài thiên văn Yerkes.

Phân loại này dựa trên các vạch quang phổ nhạy cảm với lực hấp dẫn bề mặt sao, có liên quan đến độ chiếu sáng, ngược lại với phân loại Harvard (dựa trên nhiệt độ bề mặt).

Vì bán kính của các sao khổng lồ lớn hơn nhiều so với các sao lùn trong khi khối lượng của chúng lại xấp xỉ nhau nên trọng trường, và vì thế mật độ các khí cũng như áp suất, trên bề mặt của sao khổng lồ thấp hơn nhiều so với sao lùn.

Các khác biệt này hiển nhiên tạo thành các hiệu ứng chiếu sáng, có ảnh hưởng đến cả bề rộng lẫn cường độ của các vạch quang phổ, làm chúng có thể đo được.

Một số các lớp khác nhau về độ chiếu sáng là:

• 0 các sao cực kỳ siêu khổng lồ (được thêm vào sau);
• Ia phần lớn các siêu tân tinh sáng; ví dụ sao Deneb được xếp hàng A2I1
• Ib các sao siêu khổng lồ ít sáng hơn;
• II các sao khổng lồ sáng;
• III các sao khổng lồ bình thường;
• IV các sao cận khổng lồ;
• V các sao chuỗi chính (sao lùn);
• VI các sao cận lùn (ít sử dụng);
• VII các sao lùn trắng (ít sử dụng)