Masės šviesumo santykis yra astrofizinis dėsnis, susiejantis žvaigždės šviesumą arba ryškumą su jos mase. Pagrindinės sekos žvaigždžių vidutinis santykis yra L = M3.5, kur L yra šviesumas saulės šviesos vienetais, o M yra žvaigždės masė, matuojama saulės masėmis. Pagrindinės sekos žvaigždės sudaro apie 90% žinomų žvaigždžių. Nedidelis masės padidėjimas labai padidina žvaigždės šviesumą.
Hertzsprung-Russell diagrama (HRD) yra grafikas, kuriame žvaigždės šviesumas pavaizduotas atsižvelgiant į jos paviršiaus temperatūrą. Didžioji dauguma žinomų žvaigždžių patenka į juostą, kuri svyruoja nuo karštų žvaigždžių su dideliu šviesumu iki šaltų žvaigždžių su mažu šviesumu. Ši juosta vadinama pagrindine seka. Nors buvo sukurta prieš tai, kai buvo nustatyta, kad branduolių sintezė yra žvaigždės energijos šaltinis, HRD pateikė teorinių užuominų, kaip nustatyti žvaigždės termodinamines savybes.
Anglų astrofizikas Arthuras Eddingtonas savo masės šviesumo santykį grindė HRD. Jo požiūris žvaigždes laikė taip, tarsi jos būtų sudarytos iš idealių dujų – teorinės konstrukcijos, kuri supaprastina skaičiavimus. Žvaigždė taip pat buvo laikoma juodu kūnu arba puikia spinduliuotės skleidėja. Naudojant Stefano-Boltzmanno dėsnį, galima įvertinti žvaigždės šviesumą, palyginti su jos paviršiaus plotu, taigi ir jos tūrį.
Esant hidrostatinei pusiausvyrai, žvaigždės dujų suspaudimas dėl gravitacijos yra subalansuotas vidiniu dujų slėgiu, todėl susidaro rutulys. Sferinio tūrio vienodos masės objektams, pavyzdžiui, žvaigždei, sudarytai iš idealių dujų, virialinė teorema pateikia visos potencialios kūno energijos įvertinimą. Šią reikšmę galima naudoti apytikslei žvaigždės masei nustatyti ir susieti ją su jos šviesumu.
Eddingtono teorinis masės šviesumo santykio aproksimavimas buvo patikrintas nepriklausomai, matuojant netoliese esančias dvinares žvaigždes. Žvaigždžių masę galima nustatyti ištyrus jų orbitas, o atstumą – pagal Keplerio dėsnius. Kai žinomas jų atstumas ir tariamasis ryškumas, galima apskaičiuoti šviesumą.
Masės šviesumo santykis gali būti naudojamas norint nustatyti atstumą tarp dvejetainių elementų, kurie yra per toli optiniam matavimui. Taikomas kartotinis metodas, kai Keplerio dėsniuose naudojamas apytikslis masės atstumas tarp žvaigždžių. Lankas, kurį kūnai slepia danguje, ir apytikslis atstumas, skiriantis juos du, suteikia pradinę jų atstumo nuo žemės vertę. Iš šios vertės ir jų matomo dydžio galima nustatyti jų šviesumą, o pagal masės šviesumo santykį – jų mases. Tada masės vertė naudojama perskaičiuojant atstumą, skiriantį žvaigždes, ir procesas kartojamas, kol pasiekiamas norimas tikslumas.