ความสัมพันธ์การส่องสว่างของมวลชนเป็นกฎทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่เกี่ยวข้องกับความส่องสว่างของดาวฤกษ์หรือความสว่างต่อมวลของมัน สำหรับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักความสัมพันธ์เฉลี่ยจะได้รับจาก L = M 3.5 โดยที่ L คือความส่องสว่างในหน่วยความส่องสว่างของดวงอาทิตย์และ M คือมวลของดาวที่วัดในมวลดวงอาทิตย์ ดาวลำดับหลักมีสัดส่วนประมาณ 90% ของดาวฤกษ์ที่รู้จัก การเพิ่มขึ้นของมวลเพียงเล็กน้อยส่งผลให้ความส่องสว่างของดาวเพิ่มขึ้นอย่างมาก
ไดอะแกรม Hertzsprung-Russell (HRD) เป็นกราฟที่พล็อตการส่องสว่างของดาวฤกษ์สัมพันธ์กับอุณหภูมิพื้นผิว ส่วนใหญ่ของดาวที่รู้จักกันตกอยู่ในวงดนตรีตั้งแต่ดาวร้อนที่มีความส่องสว่างสูงถึงดาวเย็นที่มีความส่องสว่างต่ำ วงนี้เรียกว่าลำดับหลัก แม้ว่าจะได้รับการพัฒนาก่อนที่จะมีการหลอมรวมของนิวเคลียร์เป็นแหล่งพลังงานของดาว HRD ได้ให้เงื่อนงำทางทฤษฎีสำหรับการหาสมบัติทางอุณหพลศาสตร์ของดาว
นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอังกฤษ Arthur Eddington ได้พัฒนาความสัมพันธ์ของความส่องสว่างจำนวนมากใน HRD วิธีการของเขาพิจารณาดาวฤกษ์ราวกับว่าพวกมันประกอบด้วยก๊าซอุดมคติอุดมคติทางทฤษฎีที่ทำให้การคำนวณง่ายขึ้น ดาวนั้นก็ถือว่าเป็นวัตถุสีดำหรือเป็นตัวปล่อยรังสีที่สมบูรณ์แบบ การใช้กฎของสเตฟาน - โบลต์มันน์ทำให้ความส่องสว่างของดาวฤกษ์สัมพันธ์กับพื้นที่ผิวและทำให้สามารถประมาณปริมาตรได้
ภายใต้ดุลยภาพอุทกสถิตการบีบอัดก๊าซของดาวฤกษ์เนื่องจากแรงโน้มถ่วงมีความสมดุลโดยแรงดันภายในของก๊าซก่อตัวเป็นทรงกลม สำหรับปริมาตรทรงกลมของวัตถุที่มีมวลเท่ากันเช่นดาวที่ประกอบด้วยก๊าซอุดมคติอุดมคติทฤษฎีบทของไวรัสทำให้เกิดการประมาณพลังงานศักย์ทั้งหมดของร่างกาย ค่านี้สามารถใช้เพื่อหามวลโดยประมาณของดาวฤกษ์และเชื่อมโยงค่านี้กับความส่องสว่างของมัน
การประมาณทางทฤษฎีของ Eddington สำหรับความสัมพันธ์ของความส่องสว่างของมวลได้รับการตรวจสอบโดยอิสระจากการตรวจวัดของดาวคู่ที่อยู่ใกล้เคียง มวลของดาวสามารถตรวจสอบได้จากการตรวจสอบวงโคจรของพวกเขาและระยะทางที่ดาวฤกษ์กำหนดไว้ตามกฎหมายของเคปเลอร์ เมื่อทราบระยะทางและความสว่างที่ปรากฏจะสามารถคำนวณความส่องสว่างได้
ความสัมพันธ์ของความส่องสว่างจำนวนมากสามารถใช้ในการค้นหาระยะทางของไบนารีที่อยู่ไกลเกินไปสำหรับการวัดทางแสง มีการนำเทคนิคการวนซ้ำมาใช้เพื่อการประมาณมวลในกฎของเคปเลอร์เพื่อให้ได้ระยะห่างระหว่างดวงดาว ส่วนโค้งของร่างกายบรรจุในท้องฟ้าและระยะทางโดยประมาณที่แยกทั้งสองให้ค่าเริ่มต้นสำหรับระยะทางจากโลก จากค่านี้และขนาดที่เห็นได้ชัดของพวกเขาความส่องสว่างของพวกเขาสามารถถูกกำหนดและโดยความสัมพันธ์ของความส่องสว่างของมวลชนมวลของพวกเขา จากนั้นค่าของมวลจะถูกใช้เพื่อคำนวณระยะทางที่แยกดาวฤกษ์และกระบวนการซ้ำจนกระทั่งได้ความแม่นยำที่ต้องการ
