質量光度関係
質量光度関係 (英: mass–luminosity relation) は、恒星の質量と光度を結び付ける式である。Jakob Karl Ernst Halm によって初めて記述された。恒星の質量を M {\displaystyle M} 、光度を L {\displaystyle L} とすると、質量光度関係は以下の式で表される。
L L ⊙ = ( M M ⊙ ) a {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}=\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{a}}
ここで、 L ⊙ {\displaystyle {L_{\odot }}} と M ⊙ {\displaystyle {M_{\odot }}} はそれぞれ太陽光度と太陽質量であり、a は 1〜6 の値を取る。主系列星に対しては一般的に a = 3.5 が用いられる。この関係式と一般的な a = 3.5 という値は 2〜55太陽質量を持つ主系列星には当てはまるが、赤色巨星や白色矮星には当てはまらない。また恒星の光度がエディントン光度に近づくにつれ、a = 1 に近づく。