天文学家拥有丰富的想象力，还学握着很多不同的研究分析方法：方法的选择取决于要研究的恒星类型和想要了解的物理性质，比如，对不同距离或是不同质量的恒星，所采用的方法就不同。然后通过研究得出的物理性质和参数等结果建立模型，最后还得通过新的观测来核实、精细化或扩展完善。我们对恒星的认识就是这样在“越来越精确的观测结果”和“越来越深入的理论研究结果”之间不断反复中进步的。

科学家对恒星物理性质的探究由来已久。不过，恒星距离我们那么遥远又不可触及，怎么办?我们唯一可拥有的数据是来自恒星的辐射，天文学家通过各种仪器设备收集恒星辐射的数据，然后根据已有的物理学知识和理论进行分析，了解恒星的物理性质。

推算恒星质量的两种方法

恒星的质量是恒星研究中最基本的参数，它不仅涉及恒星的其他所有物理性质：直径、温度、颜色等，而且涉及我们对恒星生命周期的认识：恒星存在的时间长短，如何演变，终结时会变成什么,等等。我们知道：质量大的恒星热度高、呈蓝色、寿命很短，而质量小的恒星温度较低、呈红色、寿命很长。

恒星质量的表达有一个叫作“太阳质量”(Mo)的基本单位，这是国际天文联盟定义的天体物理质量单位，其精确质量是1.989×1030千克，大致相当于2×1030千克，或者2000亿亿亿吨!最小的恒星的质量大约是0.08Mo,最大的恒星的质量目前并不确切知道，科学家估计可以达到150Mo,甚至更大。

如果所有的恒星都是完全独立的系统，那么我们就很难计算他们的质量。不过，大部分的恒星属于双星或聚星，也就是说两个或者三四个(甚至更多)在一起，每颗恒星都围绕聚星系统的质量中心做椭圆形轨道的公转。要想确定恒星的质量，我们可以观察一对可见双星，就是那些我们可以观察到的、并且能够确定轨道和周期的双星。然后，根据它们离太阳的距离，可以得出这些恒星各自的轨道的半轴。

开普勒第三定律告诉我们：当行星绕太阳旋转时，旋转轨道半长轴的立方与旋转周期的平方成比例。这个定律也可以这么表示：轨道半长轴的立方与旋转周期的平方之间的比率跟两个星体的质量之和成正比。开普勒第三定律也适用于各自环绕着共同质量中心做轨道运动的双星系统。

假如我们把一个双星系统的周期叫作P,用年作为表示单位；把两颗恒星的质量叫作m?和m?,用Mo太阳质量为单位，把它们旋转轨道的半长轴叫作a?和a?,用天文单位AU(太阳与地球间平均距离)作为表示单位。然后，根据质心(共同质量中心)的定义和开普勒第三定律：

a?m?=a?m?

可以计算出两颗恒星的质量m?和m?,这两个质量也是以Mo为单位。

然后，我们可以单独研究双星体系中的每颗恒星，获取每颗恒星的光谱信息，得知它们的光谱类型。我们还可以建立恒星的质量和光度(绝对星等)的关系公式，恒星质量和光度的这个关系可在右图中体现。这个关系将告诉我们单一恒星的质量。

因为相同光谱类型的恒星非常类似，它们都具有相同的质量，我们可以通过确定单一恒星的光谱类型或测得它的光度后，通过比对和“质量一光度”关系推算出该恒星的质量。

近年来，科学家还在使用另外一种方法来计算白矮星的质量。这是太阳这类的恒星到了寿命末期的产物，亮度极小、密度巨大，计算这类恒星的质量有着很重要的意义：我们可以由此得知恒星在向白矮星演变的过程中所释放出的物质质量。

我们前面所说的传统计算方式是从双星系统开始，其计算是基于开普勒定律，它的理论基础是牛顿(1643-1727)的引力定律；

而下面所说的这种计算方法则是以爱因斯坦(1879-1955)的相对论为理论基础的。

根据相对论，在一个物体附近，宇宙的几何形状受到该物体的影响而改变。具体而言，当光波经过一个物体附近时，原来的直线变成了曲线。为了推算一颗独立的白矮星的质量，科学家会观察白矮星的运行，它会在某一时刻非常接近一颗比它更遥远的恒星；科学家同时观测这颗(参照)恒星，根据它在白矮星靠近这一时刻的位置变化计算出这颗(参照)恒星附近的光波曲线形状。光波曲线是由于白矮星的靠近而产生的，据此可推算出白矮星的质量。当然，这个计算需要对(参照)恒星有非常精确的观察，美国国家航空航天局和欧洲空间局合作管理的哈勃太空望远镜为此提供了精确的数据。

第二种推算方法并不能得到普遍使用。主要原因是我们并不能随时使用这种方法，我们需要等待白矮星靠近(参考)恒星的这个关键时刻。不过，一旦条件达成，这个计算方法的效果非常好。