Hubungan luminositas massa adalah hukum astrofisika yang menghubungkan luminositas atau kecerahan bintang dengan massanya. Untuk bintang deret utama, hubungan rata-rata diberikan oleh L = M3.5, di mana L adalah luminositas dalam satuan luminositas matahari dan M adalah massa bintang yang diukur dalam massa matahari. Bintang deret utama menyumbang sekitar 90% dari bintang yang diketahui. Peningkatan kecil dalam massa menghasilkan peningkatan besar dalam luminositas bintang.
Diagram Hertzsprung-Russell (HRD) adalah grafik di mana luminositas bintang diplot relatif terhadap suhu permukaannya. Sebagian besar bintang yang diketahui jatuh ke dalam pita mulai dari bintang panas dengan luminositas tinggi hingga bintang dingin dengan luminositas rendah. Band ini disebut sebagai deret utama. Meskipun dikembangkan sebelum fusi nuklir ditemukan sebagai sumber energi bintang, HRD memberikan petunjuk teoretis untuk menurunkan sifat termodinamika bintang.
Ahli astrofisika Inggris Arthur Eddington mendasarkan perkembangannya tentang hubungan luminositas massa pada HRD. Pendekatannya menganggap bintang seolah-olah mereka terdiri dari gas ideal, sebuah konstruksi teoretis yang menyederhanakan perhitungan. Sebuah bintang juga dianggap sebagai benda hitam, atau pemancar radiasi yang sempurna. Menggunakan hukum Stefan-Boltzmann, luminositas bintang relatif terhadap luas permukaannya dan dengan demikian volumenya dapat diperkirakan.
Di bawah kesetimbangan hidrostatik, kompresi gas bintang karena gravitasi diimbangi oleh tekanan internal gas, membentuk bola. Untuk volume bola dari objek dengan massa yang sama, seperti bintang yang terdiri dari gas ideal, teorema virial memberikan perkiraan energi potensial total tubuh. Nilai ini dapat digunakan untuk mendapatkan perkiraan massa sebuah bintang dan menghubungkan nilai ini dengan luminositasnya.
Perkiraan teoretis Eddington untuk hubungan luminositas massa diverifikasi secara independen oleh pengukuran bintang biner terdekat. Massa bintang dapat ditentukan dari pemeriksaan orbitnya, dan jaraknya ditentukan oleh hukum Kepler. Setelah jarak dan kecerahan tampak diketahui, luminositas dapat dihitung.
Hubungan luminositas massa dapat digunakan untuk menemukan jarak biner yang terlalu jauh untuk pengukuran optik. Teknik iteratif diterapkan di mana pendekatan massa digunakan dalam hukum Kepler untuk menghasilkan jarak antara bintang-bintang. Lengkungan benda-benda di langit dan perkiraan jarak yang memisahkan keduanya menghasilkan nilai awal untuk jarak mereka dari bumi. Dari nilai ini dan magnitudo tampak mereka, luminositas mereka dapat ditentukan dan, melalui hubungan massa luminositas, massa mereka. Nilai massa kemudian digunakan untuk menghitung ulang jarak yang memisahkan bintang-bintang dan proses ini diulang sampai akurasi yang diinginkan tercapai.