the mass–luminosity relation เป็นสมการความสัมพันธ์ระหว่างมวลของดาวและความสว่างของมัน
ความสัมพันธ์จะถูกแทนด้วยสมการ
โดยที่ L⊙และ M⊙ คือความสว่างและมวลของดวงอาทิตย์
1 < a < 6 ค่า a = 3.5 ใช้กันทั่วไปสำหรับmain-sequence stars
กำหนดความสำพันธ์ของกำลัง(a)สามารถทำได้โดยพลอตกราฟlogของ luminosities และ mass ซึ่งความชันของกราฟคือ กำลัง(a) ดังกราฟ
ค่า
a = 3.5 นำไปใช้กับหลักลำดับดาวที่มีมวล 2M ⊙ <M <20M ⊙ และไม่ได้นำไปใช้กับยักษ์ใหญ่สีแดงหรือดาวแคระขาว ในฐานะที่ดาวเข้าใกล้
Eddington Luminosity ดังนั้น a = 1
โดยสรุปความสัมพันธ์กับดาวที่มีช่วงที่แตกต่างกันของมวลที่มีการประมาณการที่ดีต่อไปนี้
สำหรับดาวที่มีมวลน้อยกว่า 0.43M ⊙หมุนเวียนเป็นขั้นตอนการขนส่งพลังงาน
แต่เพียงผู้เดียวเพื่อให้ความสัมพันธ์ที่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญ
สำหรับดาวที่มีมวล M> 20M ⊙ความสัมพันธ์
flattens ออกมาและกลายเป็น
L α M
มันจะแสดงให้เห็นการเปลี่ยนแปลงนี้เกิดจากการเพิ่มขึ้นของ radiation pressure
ในดาวใหญ่ สมการเหล่านี้จะถูกกำหนดโดยการกำหนดสังเกตุ
มวลของดาวในระบบดาวคู่ที่ระยะทางที่เป็นที่รู้จักกันผ่านทางวัด parallax มาตรฐานหรือเทคนิคอื่น
ๆ หลังจากที่ดาวพอนำมาลงจุด ดาวจะเป็นเส้นบนพล็อตเกี่ยวกับลอการิทึมและความชันของเส้นให้ค่าที่เหมาะสมของ a
แผนภาพ Hertzsprung-Russell
ประมาณ 90%
ของดาวที่รู้จักกันอยู่บนลำดับหลักและมีความส่องสว่างที่ประมาณเป็นไปตามความสัมพันธ์
luminosities และ mass แผนภาพ Hertzsprung-Russell
เป็นพล็อตเทียบกับ luminosity และ temperature ยกเว้นว่าอุณหภูมิจะลดลงไปทางด้านขวาบนแกนแนวนอน
แผนภาพ Hertzsprung-Russell
เป็นแผนภาพคู่ลำดับระหว่างสีของดาวฤกษ์กับความสว่างของดาว
(colour-magnitude diagram; เรียกย่อว่า
CMD) ซึ่งแสดงให้เห็นความสัมพันธ์ระหว่างค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ ความส่องสว่าง ประเภทของดาวฤกษ์ และอุณหภูมิของดาวฤกษ์ แผนภาพสร้างขึ้นในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1910 โดย เอจนาร์
แฮร์ทสชปรุง และ เฮนรี นอร์ริส
รัสเซลล์ ได้ส่งผลกระทบอย่างใหญ่หลวงต่อการศึกษาทำความเข้าใจวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ หรือ
"ช่วงชีวิตของดาวฤกษ์"
