恒星的物理量，恒星结构和演化的决定因素。利用双星的轨道运动是确定恒星质量最根本、最可靠的方法。计算给出恒星的质量下限为0.08太阳质量。再小一点的星也能形成，但其中央温度不高，不能开动核反应，只能靠引力收缩释放能量，没有发现质量低于0.08太阳质量的主序星。

至于恒星质量的理论上限很不确定，有些计算给出60～100太阳质量。但红外和可见光巡天，显示出存在许多约200太阳质量的恒星的证据，这样的星可能不经过红巨星阶段。也有证据表明，大麦哲伦之中一个特大质量的恒星R136a 约包括 3000太阳质量，虽然大多数天文学家把它当成几十个或几百个O型的团，但另一些天文学家基于国际紫外探测卫星资料和地面光学观测，认为它是单个特大质量的恒星。

质量是恒星最重要的物理参量之一，也是恒星结构和恒星演化（见恒星的形成和演化）的决定性因素。求恒星质量最基本的方法是利用物理双星的轨道运动。用这种方法所求得的质量称为动力学质量。

①　如目视双星有可靠的视差，则可应用开普勒第三定律，由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和，再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比，进而求出每一子星的质量。例如，用这种方法求得的天狼甲、乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。

②　如双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是食双星并已知其测光解中的轨道倾角，就可求得两子星的质量。用此方法求得的食双星大陵五甲、乙两星的质量分别为3.7和0.81太阳质量。

③　如双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是干涉双星并已知其轨道倾角，便可求得两子星的质量。用此方法求得的角宿一甲、乙两星的质量分别为10.9和6.8太阳质量。

④　双谱分光双星分光解加上由偏振观测所得轨道倾角也可得出两子星的质量,例如,Plaskett星（HD47129=HR2422，麒麟座中的一个6等星）的质量就是这样推算出来的。

求恒星质量的其他方法主要还有：利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量；根据真半径和表面重力加速度推算恒星的质量（即分光质量或称大气质量）；根据恒星的质量和光度的统计关系（质光关系），从光度估计质量；利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估计恒星质量（称为“演化质量”）；对已知真半径的脉动变星，可以由脉动周期估算平均密度，从而得出质量（称为“脉动质量”）。但这些方法都不如动力学质量方法可靠。

许多恒星的质量数据还很不可靠或精度甚低，这包括大角、老人、织女一、河鼓二、参宿四、心宿二等亮星。要编出规模可观的精确的恒星质量表还需要做很多工作。

恒星质量的范围大约是在百分之几个太阳质量（如某些红矮星,特别是物理双星的子星）到120个太阳质量之间,有时可能更大，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。1978～1979年有人综合X射线双星的资料得出其中中子星平均质量为1.6±0.3太阳质量。恒星的质量范围比光度和直径范围小得多。

恒星的质量随着时间而变化。除了热核反应把质量不断转变为辐射能以外，许多恒星还因大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。新星、再发新星发亮时抛出质量，超新星爆发后，质量可能大大减少。密近双星有时一颗子星的质量会逐渐转移到另一颗子星上去(见质量交流)。