Die Masse-Leuchtkraft-Beziehung ist ein astrophysikalisches Gesetz, das die Leuchtkraft oder Helligkeit eines Sterns mit seiner Masse in Beziehung setzt. Für Hauptreihensterne ist die durchschnittliche Beziehung durch L = M3.5 gegeben, wobei L die Leuchtkraft in Sonnenleuchtkrafteinheiten und M die in Sonnenmassen gemessene Masse des Sterns ist. Die Hauptreihensterne machen etwa 90% der bekannten Sterne aus. Eine kleine Zunahme der Masse führt zu einer starken Zunahme der Leuchtkraft eines Sterns.
Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) ist ein Diagramm, in dem die Leuchtkraft eines Sterns relativ zu seiner Oberflächentemperatur aufgetragen wird. Die überwiegende Mehrheit der bekannten Sterne fällt in ein Band, das von heißen Sternen mit hoher Leuchtkraft bis zu kühlen Sternen mit geringer Leuchtkraft reicht. Dieses Band wird als Hauptsequenz bezeichnet. Obwohl er vor der Kernfusion als Energiequelle eines Sterns entwickelt wurde, lieferte der HRD theoretische Hinweise zur Ableitung der thermodynamischen Eigenschaften eines Sterns.
Der englische Astrophysiker Arthur Eddington stützte seine Entwicklung der Massenleuchtkraftrelation auf die HRD. Sein Ansatz betrachtete Sterne als bestünden sie aus einem idealen Gas, ein theoretisches Konstrukt, das die Berechnung vereinfacht. Ein Stern wurde auch als schwarzer Körper oder perfekter Strahlungsemitter angesehen. Mit dem Stefan-Boltzmann-Gesetz lässt sich die Leuchtkraft eines Sterns relativ zu seiner Oberfläche und damit seines Volumens abschätzen.
Im hydrostatischen Gleichgewicht wird die Kompression des Gases eines Sterns aufgrund der Schwerkraft durch den Innendruck des Gases ausgeglichen, wodurch eine Kugel gebildet wird. Für ein kugelförmiges Volumen von Objekten gleicher Masse, wie einem Stern, der aus einem idealen Gas besteht, liefert der Virialsatz eine Schätzung der gesamten potentiellen Energie des Körpers. Dieser Wert kann verwendet werden, um die ungefähre Masse eines Sterns abzuleiten und diesen Wert mit seiner Leuchtkraft in Beziehung zu setzen.
Eddingtons theoretische Näherung für die Masse-Leuchtkraft-Beziehung wurde unabhängig durch die Messung nahegelegener Doppelsterne verifiziert. Die Masse der Sterne kann aus einer Untersuchung ihrer Bahnen und ihrer Entfernung durch die Keplerschen Gesetze bestimmt werden. Sobald ihre Entfernung und scheinbare Helligkeit bekannt sind, kann die Leuchtkraft berechnet werden.
Die Massenleuchtkraftrelation kann verwendet werden, um die Entfernung von Binärdateien zu finden, die für eine optische Messung zu weit entfernt sind. Es wird eine iterative Technik angewendet, bei der eine Annäherung der Masse in den Keplerschen Gesetzen verwendet wird, um einen Abstand zwischen den Sternen zu erhalten. Der Bogen, den die Körper am Himmel bilden, und der ungefähre Abstand zwischen den beiden ergeben einen Anfangswert für ihre Entfernung von der Erde. Aus diesem Wert und ihrer scheinbaren Helligkeit lässt sich ihre Leuchtkraft bestimmen und über die Masse-Leuchtkraft-Beziehung ihre Massen. Der Massewert wird dann verwendet, um den Abstand zwischen den Sternen neu zu berechnen und der Vorgang wird wiederholt, bis die gewünschte Genauigkeit erreicht ist