Relacija svjetline mase je astrofizički zakon koji povezuje svjetlinu ili sjaj zvijezde s njezinom masom. Za zvijezde glavnog niza, prosječni odnos je dan kao L = M3.5, gdje je L osvjetljenje u jedinicama sunčeve svjetlosti, a M masa zvijezde izmjerena u solarnim masama. Zvijezde glavnog niza čine oko 90% poznatih zvijezda. Malo povećanje mase rezultira velikim povećanjem sjaja zvijezde.
Hertzsprung-Russell dijagram (HRD) je graf na kojem je prikazana svjetlina zvijezde u odnosu na temperaturu njezine površine. Velika većina poznatih zvijezda spada u pojas u rasponu od vrućih zvijezda s visokim sjajem do hladnih zvijezda s niskim sjajem. Ovaj pojas se naziva glavnom sekvencom. Iako je razvijen prije nego što je otkriveno da je nuklearna fuzija izvor energije zvijezde, HRD je pružio teorijske tragove za izvođenje termodinamičkih svojstava zvijezde.
Engleski astrofizičar Arthur Eddington svoj je razvoj odnosa svjetline mase temeljio na HRD-u. Njegov pristup smatrao je zvijezde kao da su sastavljene od idealnog plina, teorijske konstrukcije koja pojednostavljuje izračun. Zvijezda se također smatrala crnim tijelom ili savršenim odašiljačem zračenja. Koristeći Stefan-Boltzmannov zakon, može se procijeniti sjaj zvijezde u odnosu na njezinu površinu, a time i njezin volumen.
U hidrostatskoj ravnoteži, kompresija plina zvijezde zbog gravitacije uravnotežena je unutarnjim tlakom plina, tvoreći kuglu. Za sferni volumen objekata jednake mase, kao što je zvijezda sastavljena od idealnog plina, viralni teorem daje procjenu ukupne potencijalne energije tijela. Ova se vrijednost može koristiti za izvođenje približne mase zvijezde i povezivanje ove vrijednosti s njezinom svjetlinom.
Eddingtonova teorijska aproksimacija za odnos masenog sjaja provjerena je neovisno mjerenjem obližnjih binarnih zvijezda. Masa zvijezda može se odrediti ispitivanjem njihovih orbita, a njihova udaljenost utvrđena Keplerovim zakonima. Kada se zna njihova udaljenost i prividna svjetlina, može se izračunati sjaj.
Odnos masenog osvjetljenja može se koristiti za pronalaženje udaljenosti binarnih sustava koji su previše udaljeni za optičko mjerenje. Primijenjena je iterativna tehnika gdje se u Keplerovim zakonima koristi aproksimacija mase kako bi se dobila udaljenost između zvijezda. Luk koji tijela savijaju na nebu i približna udaljenost koja ih razdvaja daje početnu vrijednost za njihovu udaljenost od zemlje. Iz te vrijednosti i njihove prividne veličine može se odrediti njihova svjetlina, a pomoću relacije masenog osvjetljenja, njihove mase. Vrijednost mase se zatim koristi za ponovno izračunavanje udaljenosti koja dijeli zvijezde i postupak se ponavlja dok se ne postigne željena točnost