Yıldız Astrofiziği Temel Bağıntıları, Kütle-Işınım Gücü ve Diğerleri

Kütle-mutlak görsel parlaklık bağıntısı, kütle-ışınım (MLR) gücü bağıntısından önce keşfedilmiştir. Eddington, onu temel yasa düzeyine çıkarmak istemiştir. Böylece empirik anakol kütle-ışınım gücü bağıntısı bir temel bağıntı (yasa) mıdır yoksa ortalama değer veren bir istatistik bağıntı mıdır tartışması başlamıştır. MLR gelişim çizgisinde ortaya çıkan kırılmaya kadar farklı türden, kütleden (M) ışınım gücü (L) veya L den M hesaplayan çok sayıda bağıntı tekrar tekrar yenilenmiştir. Duyarlılığın ve veri sayısının az olduğu kırılma öncesinde, MLR ve MRR (kütle-yarıçap) bağıntıları görünen, tayfsal veya tutulmalı her çeşitten çift yıldız gözlemlerinden 1) ortalama kütle, ortalama yarıçap veya ortalama ışınım gücü arasındaki ilişkiyi ortaya koymak veya 2) tek yıldızların M ve R sini elde etmek amacıyla kalibre edilirdi. Kırılma ve kırılmadan sonra en duyarlı veri sağlayan ayrık örten çift çizgili tayfsal çift yıldız çözümlerinin sayısı ve kalitesi arttı. Böylece yakın, yarı-ayrık ve değen çift yıldızlardan elde edilen veriler kullanılmaz oldu. Fakat, dağılımlarında görülen kimyasal kompozisyon ve yaş etkileri yüzünden MLR ve MRR diyagramları MLR ve MRR fonksiyonlarını belirlemekte yetersiz bulundu. Klasik MLR ve MRR bağıntılarından farklı olarak sadece M veya R hesaplamak amacını güden yeni bir trend ortaya çıktı. Böylece birinci amaç baskılanırken, tek yıldızların M ve R sini hesaplamak amacı güden yeni trend günün popular konusu öte gezegen araştırmalarında aktif bir uygulama alanı buldu. MLR ve MRR gelişiminde ortaya çıkan yanlış isimlendirmelere dikkat çekilmiş, hala model yapmakta, samanyolu ve samanyolu ötesi araştırmalarda hatta kozmolojide aktif kullanma alanı olan ortalama değerleri (⟨????⟩, ⟨????⟩, ⟨????⟩) önceleyen klasik MLR, MRR ve MTR (Kütle-etkin sıcaklık) bağıntılarının ihmal edilmemesi gerektiği tartışılmıştır.