Η σχέση φωτεινότητας μάζας είναι ένας αστροφυσικός νόμος που συσχετίζει τη φωτεινότητα ή τη φωτεινότητα ενός άστρου με τη μάζα του. Για τα αστέρια της κύριας ακολουθίας, η μέση σχέση δίνεται από το L = M3.5, όπου L είναι η φωτεινότητα σε μονάδες ηλιακής φωτεινότητας και M είναι η μάζα του άστρου μετρούμενη σε ηλιακές μάζες. Τα αστέρια της κύριας ακολουθίας αντιπροσωπεύουν περίπου το 90% των γνωστών αστεριών. Μια μικρή αύξηση της μάζας οδηγεί σε μεγάλη αύξηση της φωτεινότητας ενός αστεριού.
Ένα διάγραμμα Hertzsprung-Russell (HRD) είναι ένα γράφημα όπου η φωτεινότητα ενός αστεριού απεικονίζεται σε γραφική παράσταση σε σχέση με τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Η συντριπτική πλειοψηφία των γνωστών αστεριών εμπίπτει σε μια ζώνη που κυμαίνεται από θερμά αστέρια με υψηλή φωτεινότητα έως ψυχρά αστέρια με χαμηλή φωτεινότητα. Αυτή η ζώνη αναφέρεται ως η κύρια ακολουθία. Αν και αναπτύχθηκε πριν διαπιστωθεί ότι η πυρηνική σύντηξη είναι η πηγή ενέργειας ενός άστρου, το HRD παρείχε θεωρητικές ενδείξεις για την εξαγωγή των θερμοδυναμικών ιδιοτήτων ενός άστρου.
Ο Άγγλος αστροφυσικός Άρθουρ Έντινγκτον στήριξε την ανάπτυξή του για τη σχέση φωτεινότητας μάζας στο HRD. Η προσέγγισή του θεωρούσε τα αστέρια σαν να αποτελούνται από ένα ιδανικό αέριο, μια θεωρητική κατασκευή που απλοποιεί τον υπολογισμό. Ένα αστέρι θεωρούνταν επίσης μαύρο σώμα ή τέλειος εκπομπός ακτινοβολίας. Χρησιμοποιώντας τον νόμο Stefan-Boltzmann, μπορεί να υπολογιστεί η φωτεινότητα ενός άστρου σε σχέση με την επιφάνειά του και επομένως τον όγκο του.
Σε υδροστατική ισορροπία, η συμπίεση του αερίου ενός αστεριού λόγω της βαρύτητας εξισορροπείται από την εσωτερική πίεση του αερίου, σχηματίζοντας μια σφαίρα. Για έναν σφαιρικό όγκο αντικειμένων ίσης μάζας, όπως ένα αστέρι που αποτελείται από ένα ιδανικό αέριο, το ιικό θεώρημα παρέχει μια εκτίμηση της συνολικής δυναμικής ενέργειας του σώματος. Αυτή η τιμή μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να εξαχθεί η κατά προσέγγιση μάζα ενός αστεριού και να συσχετιστεί αυτή η τιμή με τη φωτεινότητά του.
Η θεωρητική προσέγγιση του Έντινγκτον για τη σχέση φωτεινότητας μάζας επαληθεύτηκε ανεξάρτητα από τη μέτρηση των κοντινών δυαδικών αστεριών. Η μάζα των αστεριών μπορεί να προσδιοριστεί από την εξέταση των τροχιών τους και την απόστασή τους που καθορίζεται από τους νόμους του Κέπλερ. Μόλις γίνει γνωστή η απόσταση και η φαινόμενη φωτεινότητά τους, μπορεί να υπολογιστεί η φωτεινότητα.
Η σχέση φωτεινότητας μάζας μπορεί να χρησιμοποιηθεί για την εύρεση απόστασης δυαδικών που είναι πολύ μακριά για οπτική μέτρηση. Εφαρμόζεται μια επαναληπτική τεχνική όπου μια προσέγγιση της μάζας χρησιμοποιείται στους νόμους του Κέπλερ για να δώσει μια απόσταση μεταξύ των αστεριών. Το τόξο που τεντώνουν τα σώματα στον ουρανό και η κατά προσέγγιση απόσταση που χωρίζει τα δύο αποδίδει μια αρχική τιμή για την απόστασή τους από τη γη. Από αυτή την τιμή και το φαινομενικό μέγεθός τους, μπορεί να προσδιοριστεί η φωτεινότητά τους και, μέσω της σχέσης φωτεινότητας μάζας, οι μάζες τους. Η τιμή για τη μάζα χρησιμοποιείται στη συνέχεια για τον επανυπολογισμό της απόστασης που χωρίζει τα αστέρια και η διαδικασία επαναλαμβάνεται μέχρι να επιτευχθεί η επιθυμητή ακρίβεια