La relation luminosité de masse est une loi astrophysique concernant la luminosité d'une étoile, ou la luminosité, à sa masse. Pour les étoiles de la séquence principale, la relation moyenne est donnée par L = M3.5, où L est la luminosité dans des unités luminosité solaire et M est la masse de l'étoile mesuré en masse solaire. Étoiles de la séquence principale représentent environ 90% des étoiles connues. Une légère augmentation des résultats de masse dans une grande augmentation de la luminosité d'une étoile.
Un diagramme de Hertzsprung-Russell (DRH) est un graphe où la luminosité d'une étoile est tracée par rapport à sa température de surface. La grande majorité des étoiles connues tombé dans une bande allant de chaudes étoiles avec une grande luminosité des étoiles froides avec faible luminosité. Cette bande est désignée comme la séquence principale. Bien que mis au point avant la fusion nucléaire a été trouvée pour être la source d'énergie d'une étoile, la DRH fourni des indices théoriques pour calculer les propriétés thermodynamiques d'une étoile.
Anglais astrophysicien Arthur Eddington a fondé son développement sur la relation luminosité de masse sur le développement des ressources humaines. Son approche considérée étoile comme si elles étaient composées d'un gaz parfait, une construction théorique qui simplifie le calcul. Une étoile a également été considérée comme un corps noir, ou un émetteur parfait de rayonnement. En utilisant la loi de Stefan-Boltzmann, la luminosité d'une étoile par rapport à sa surface et donc son volume peut être estimée.
Sous l'équilibre hydrostatique, la compression des gaz due à la gravité de l'étoile est équilibrée par la pression interne du gaz, la formation d'une sphère. Pour un volume sphérique d'objets de masse égale, comme une étoile composée d'un gaz parfait, le théorème du viriel donne une estimation de l'énergie potentielle totale du corps. Cette valeur peut être utilisée pour calculer la masse approximative d'une étoile et relier cette valeur à sa luminosité.
Approximation d'Eddington théorique de la relation luminosité de masse a été vérifiée de façon indépendante par la mesure des étoiles binaires voisines. La masse des étoiles peut être déterminée à partir de l'examen de leurs orbites, et leur distance établie par les lois de Kepler. Une fois la distance et la luminosité apparente est connue, on peut calculer la luminosité.
La relation luminosité de masse peut être utilisée pour trouver la distance des fichiers binaires qui sont trop loin pour la mesure optique. Une technique itérative est appliquée où une approximation de la masse est utilisée dans les lois de Kepler pour obtenir une distance entre les étoiles. L'arc des organismes sous-tendent dans le ciel et la distance approximative séparant le rendement deux une valeur initiale de leur distance de la terre. À partir de cette valeur et leur grandeur apparente, leur luminosité peut être déterminée et, au moyen de la relation luminosité de masse, les masses. La valeur de la masse est ensuite utilisée pour recalculer la distance séparant les étoiles et le processus est répété jusqu'à ce que la précision souhaitée soit obtenue