Razmerje svetilnosti mase je astrofizični zakon, ki povezuje svetilnost ali svetlost zvezde z njeno maso. Za zvezde glavnega zaporedja je povprečno razmerje podano z L = M3.5, kjer je L svetilnost v enotah sončne svetilnosti in M je masa zvezde, merjena v sončnih masah. Zvezde glavnega zaporedja predstavljajo približno 90 % znanih zvezd. Majhno povečanje mase povzroči veliko povečanje svetilnosti zvezde.
Hertzsprung-Russell diagram (HRD) je graf, kjer je svetilnost zvezde izrisana glede na temperaturo njene površine. Velika večina znanih zvezd spada v pas, ki sega od vročih zvezd z visoko svetilnostjo do hladnih zvezd z nizko svetilnostjo. Ta pas se imenuje glavno zaporedje. Čeprav je bil razvit, preden je bilo ugotovljeno, da je jedrska fuzija vir energije zvezde, je HRD zagotovil teoretične namige za izpeljavo termodinamičnih lastnosti zvezde.
Angleški astrofizik Arthur Eddington je svoj razvoj razmerja množine svetilnosti utemeljil na HRD. Njegov pristop je obravnaval zvezde, kot da bi bile sestavljene iz idealnega plina, teoretični konstrukt, ki poenostavlja izračun. Zvezda je veljala tudi za črno telo ali popoln oddajnik sevanja. Z uporabo Stefan-Boltzmannovega zakona je mogoče oceniti svetilnost zvezde glede na njeno površino in s tem njeno prostornino.
V hidrostatičnem ravnotežju je stiskanje zvezdnega plina zaradi gravitacije uravnoteženo z notranjim tlakom plina, ki tvori kroglo. Za sferično prostornino enako masnih predmetov, kot je zvezda, sestavljena iz idealnega plina, viralni izrek zagotavlja oceno celotne potencialne energije telesa. To vrednost lahko uporabimo za izpeljavo približne mase zvezde in povezavo te vrednosti z njeno svetilnostjo.
Eddingtonov teoretični približek za razmerje masne svetilnosti je bil neodvisno preverjen z merjenjem bližnjih dvojnih zvezd. Maso zvezd je mogoče določiti s pregledom njihovih orbit in njihovo razdaljo, določeno s Keplerjevimi zakoni. Ko sta znani njihova razdalja in navidezna svetlost, je mogoče izračunati svetilnost.
Razmerje masne svetilnosti se lahko uporabi za iskanje razdalje binarnih sistemov, ki so predaleč za optično merjenje. Uporabljena je iterativna tehnika, kjer se v Keplerjevih zakonih uporablja približek mase, da dobimo razdaljo med zvezdami. Lok, ki ga telesa nagnejo na nebu, in približna razdalja, ki ju ločuje, daje začetno vrednost za njuno oddaljenost od zemlje. Iz te vrednosti in njihove navidezne velikosti je mogoče določiti njihovo svetilnost in s pomočjo razmerja masne svetilnosti njihove mase. Vrednost za maso se nato uporabi za ponovni izračun razdalje, ki ločuje zvezde, in postopek se ponavlja, dokler ni dosežena želena natančnost.