恆星質量
質量是恆星最重要的物理參量之一，也是恆星結構和恆星演化（見恆星的形成和演化）的決定性因素。求恆星質量最基本的方法是利用物理雙星的軌道運動。用這種方法所求得的質量稱為動力學質量。具體方法如下：
① 如目視雙星有可靠的視差，則可套用克卜勒第三定律，由軌道半長軸的真長度和軌道周期算出兩子星的質量和，再由兩子星離公共質心距離的比值得知兩子星的質量比，進而求出每一子星的質量。例如，用這種方法求得的天狼甲、乙兩星的質量分別為2.143和1.053太陽質量。
② 如雙譜分光雙星已得分光解，而這對雙星又是食雙星並已知其測光解中的軌道傾角，就可求得兩子星的質量。用此方法求得的食雙星大陵五甲、乙兩星的質量分別為3.7和0.81太陽質量。
③ 如雙譜分光雙星已得分光解，而這對雙星又是干涉雙星並已知其軌道傾角，便可求得兩子星的質量。用此方法求得的角宿一甲、乙兩星的質量分別為10.9和6.8太陽質量。
④ 雙譜分光雙星分光解加上由偏振觀測所得軌道傾角也可得出兩子星的質量,例如,Plaskett星(HD47129=HR2422，麒麟座中的一個6等星）的質量就是這樣推算出來的。
白矮星-內部結構模型圖 求恆星質量的其他方法主要還有：利用已知半徑的白矮星的引力紅移量求白矮星的質量；根據真半徑和表面重力加速度推算恆星的質量（即分光質量或稱大氣質量）；根據恆星的質量和光度的統計關係（質光關係），從光度估計質量；利用恆星在赫羅圖上的理論演化軌跡估計恆星質量（稱為“演化質量”）；對已知真半徑的脈動變星，可以由脈動周期估算平均密度，從而得出質量（稱為“脈動質量”）。但這些方法都不如動力學質量方法可靠。
許多恆星的質量數據至今還很不可靠或精度甚低，這包括大角、老人、織女一、河鼓二、參宿四、心宿二等亮星。要編出規模可觀的精確的恆星質量表還需要做很多工作。
恆星質量的範圍大約是在百分之幾個太陽質量（如某些紅矮星,特別是物理雙星的子星）到120個太陽質量之間,有時可能更大，但大多數恆星的質量在0.1～10個太陽質量之間。1978～1979年有人綜合X射線雙星的資料得出其中中子星平均質量為1.6±0.3太陽質量。恆星的質量範圍比光度和直徑範圍小得多。 恆星的質量隨著時間而變化。除了熱核反應把質量不斷轉變為輻射能以外，許多恆星還因大氣膨脹或拋射物質而不斷損失質量。新星、再發新星發亮時拋出質量，超新星爆發後，質量可能大大減少。密近雙星有時一顆子星的質量會逐漸轉移到另一顆子星上去(見質量交流)。
