質量光度関係
L L ⊙ ≈ 32000 M M ⊙ ( M > 55 M ⊙ ) {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}\approx 32000{\frac {M}{M_{\odot }}}\qquad \qquad (M>55M_{\odot })}
0.43太陽質量よりも軽い恒星では内部でのエネルギーの輸送は対流のみが担っており、そのため質量光度関係が大きく変わる。55太陽質量よりも重い恒星では質量と光度の関係は平坦なものとなり L ∝ M {\displaystyle L\propto M} の比例関係に近づくが、このような大質量星は不安定であり強い恒星風によって急速に質量を失うため、この状態は長くは継続しない。この変化は大質量星での輻射圧の増加によるものである。これらの関係式は、年周視差やその他の方法によって距離が判明している連星の恒星質量を測定することによって、経験的に導出されている。十分な数の恒星のデータを集めて質量と光度を両対数グラフ上にプロットすることで線を描くことができ、その傾きを測定することで適切な a の値を決定することが出来る。
K型主系列星に対して有効な別の表式もあり、これは指数 a の不連続性を回避するために与えられたものである。その関係式は、
L L ⊙ ≈ ( M M ⊙ ) a ( M ) ( 0.20 M ⊙ < M < 0.