补充一下质光关系、一个“半直接”方法和一个比较新的直接方法：双星测质量前提是能测得周期，可相当一部分绕转时间太长，以至于有观测以来还没看出位置变化；还有些伴星太暗根本看不出来是双星，像天狼星那样能测质量的双星只是很少一部分。这就需要下面说的这种更普遍的方法。
前面回答提到的质光关系只对主序星适用，没有考虑金属元素含量的影响，光度怎么得到的没有解释。其实光度的关键是距离，目前最准确的大规模距离数据是依巴谷天体测量卫星的三角视差测量，也就到太阳周围500pc（大约1600光年），超出这个范围测得距离就极为困难（除了位于距离已知的星团和星系里的星、和极少数的脉动变星）。有了距离结合视星等才能算出光度，把光度和颜色（常用的B-V，温度的指标）放在赫罗图上，看看哪个质量的恒星演化轨迹经过这一点就可以了。见下图：
上图：依巴谷星表中视星等亮于 6.5 等的星在赫罗图上的分布，以及红线从下到上代表1、2、3、4、5倍太阳质量的恒星的演化轨迹。
不过且慢，恒星在赫罗图上的演化不仅与质量有关，还与恒星的金属元素含量有关（天文学把比氢氦重的元素都叫金属）。如果画一下金属元素含量只有太阳的 1/10 的恒星演化轨迹，它是下面这个样子的：
比较上面两个图不难发现金属元素含量低的恒星演化轨迹向上方挪动了一点点。所以要想得到准确质量，还需要知道恒星的金属元素含量（金属丰度）。而金属元素含量可以通过拍摄恒星光谱获得，或者更简单的——用窄带四色滤光片（u,v,b,y）近似获得。到这里，问题实际上已经解决了。用这种方法得到的主序星质量能精确到 10%上下。右上角那一大坨是巨星，演化轨迹重叠在一起，质量误差就非常大了，有的能到30%以上。这就需要下面所说的：干涉法和星震学方法。
干涉法：用光学干涉仪可以直接测量恒星的角直径，结合距离就可以得到恒星的半径。1910年代迈克尔逊在美国威尔逊山天文台 2.5 米望远镜上安装了首次用于测量恒星角直径的光学干涉仪：
图片来自维基百科。
现代光学干涉仪已经鸟枪换炮了，夏威夷 10 米Keck望远镜和欧洲南方天文台 8米甚大望远镜（VLT）都曾经被当成干涉仪使用过。而分辨率最高的威尔逊山天文台 CHARA 阵列基线长达 300 米，已经测定了一大批恒星的角直径（精度能达到1%）。另一方面，根据光谱计算恒星的表面重力（g）有很多方法，这里只说其中一种：表面重力直接决定了恒星表面电子压力，进而决定了某种元素有多少处于电中性，多少处于电离态。具体方法是在恒星的光谱中挑选一些同种元素但是不同电离态原子的谱线：比如中性铁和一次电离铁、中性钛和一次电离钛、中性硅和一次电离硅，比较它们的强度即可。详细方法可见 http://sigarra.up.pt/fcup/pt/publs_pesquisa.show_publ_file?pct_gdoc_id=6766
有了半径和恒星表面重力（g），根据公式：
就能直接算出质量了。
星震学方法：类似于不同硬度的弹簧都有其固有的频率，恒星也存在固有的振荡频率，与质量、半径相关。人们很早就发现了太阳的5分钟振荡，它是内部对流层里湍流激发的，贯穿整个星体的振荡。其它恒星也存在同样类型的振荡，只不过频率、振幅不同。该振荡在巨星中尤为明显。
以前受观测精度限制，恒星振荡的研究只局限于少数几颗星。但是近几年用于搜寻太阳系外行星的CoRoT卫星和开普勒望远镜上天后得到的高精度测光数据彻底改变了星震学的面貌。如果对恒星的光变曲线做离散傅立叶变换，得到如下的功率谱：
其中的一个个尖峰代表不同的振荡模式。两个重要的参数： （相同模式频率间隔）和
（最大频率）可以从功率谱中计算出来。在已知温度的前提下，恒星的质量、半径可以通过简单的关系计算出来：
其中带下标 的都表示太阳中的对应参数。
星震学方法得到的质量可以精确到 0.1 倍太阳质量。这种方法也可以算是直接方法，并且是完全独立于恒星演化理论的方法，所以能对后者提供直接的检验。
— 完 —
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【知乎日报】
你都看到这啦，快来点我嘛 Σ(▼□▼メ)
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延伸阅读：
天文学家如何测得其他恒星与太阳的距离？
恒星进入暮年后具体有哪些变化？
