Massavaloisuussuhde on astrofyysinen laki, joka yhdistää tähden kirkkauden tai kirkkauden sen massaan. Pääsekvenssitähtien keskimääräinen suhde ilmoitetaan L = M3.5, missä L on auringon valovoimayksikköjen kirkkaus ja M on tähti massa mitattuna auringon massoina. Pääjärjestyksen tähdet muodostavat noin 90% tunnetuista tähdistä. Pieni massan lisäys lisää tähtiä voimakkaasti.
Hertzsprung-Russell-kaavio (HRD) on kuvaaja, jossa tähden kirkkaus esitetään suhteessa sen pintalämpötilaan. Suurin osa tunnetuista tähdistä kuuluu bändiin, joka vaihtelee kuumista tähdistä, joilla on suuri kirkkaus, ja viileistä tähdistä, joilla on heikko kirkkaus. Tätä kaistaa kutsutaan pääjaksoksi. Vaikka HRD kehitettiin ennen ydinfuusion löytämistä tähtien energialähteeksi, se antoi teoreettisia vihjeitä tähden termodynaamisten ominaisuuksien johtamiseksi.
Englantilainen astrofyysikko Arthur Eddington perusti kehityksensä massavaloisuussuhteeseen HRD: hen. Hänen lähestymistavansa piti tähtiä ikään kuin ne koostuisivat ihanteellisesta kaasusta, teoreettisesta rakenteesta, joka yksinkertaistaa laskemista. Tähtiä pidettiin myös mustana kappaleena tai täydellisenä säteilyn lähettäjänä. Stefan-Boltzmannin lain avulla voidaan arvioida tähden kirkkaus suhteessa sen pinta-alaan ja siten sen tilavuus.
Hydrostaattisessa tasapainossa tähtikaasun painovoiman aiheuttama puristus tasapainotetaan kaasun sisäisen paineen kanssa muodostaen pallon. Samaa massaa sisältävien esineiden, kuten ideaalikaasusta koostuvan tähtimäärän, pallomaiselle tilavuudelle viriaalilause antaa arvion kehon kokonaispotentiaalienergiasta. Tätä arvoa voidaan käyttää tähtien likimääräisen massan johtamiseen ja tämän arvon suhteuttamiseen sen kirkkauteen.
Eddingtonin teoreettinen lähentäminen massavalon suhteeseen varmistettiin itsenäisesti mittaamalla lähellä olevat binääriset tähdet. Tähtien massa voidaan määrittää tutkimalla niiden kiertoradat ja niiden etäisyys Keplerin lakien mukaisesti. Kun niiden etäisyys ja näennäinen kirkkaus on tiedossa, kirkkaus voidaan laskea.
Massavaloisuussuhteen avulla voidaan löytää etäisyys binääreistä, jotka ovat liian kaukana optista mittausta varten. Käytetään iteratiivista tekniikkaa, jossa Keplerin laeissa käytetään massan likimääräistä arvoa tähtien välisen etäisyyden aikaansaamiseksi. Kaari, jonka ruumiit laskeutuvat taivaalla, ja likimääräinen etäisyys, joka erottaa nämä kaksi, antaa alkuarvon etäisyydelle maasta. Tästä arvosta ja niiden näennäisestä suuruudesta voidaan määrittää niiden kirkkaus ja massan kirkkaussuhteen avulla niiden massat. Massa -arvoa käytetään tähtiä erottavan etäisyyden laskemiseen uudelleen ja prosessia toistetaan, kunnes haluttu tarkkuus on saavutettu