the mass–luminosity relation เป็นสมการความสัมพันธ์ระหว่างมวลของดาวและความสว่างของมัน ความสัมพันธ์จะถูกแทนด้วยสมการ

โดยที่ L_⊙และ M_⊙ คือความสว่างและมวลของดวงอาทิตย์ 

กำหนดความสำพันธ์ของกำลัง(a)สามารถทำได้โดยพลอตกราฟlogของ luminosities และ mass ซึ่งความชันของกราฟคือ กำลัง(a) ดังกราฟ

                                                         1 < a < 6 ค่า a = 3.5 ใช้กันทั่วไปสำหรับmain-sequence stars

                      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"