恒星是由引力凝聚在一起的球型發光等離子體。晴朗無月的夜晚，且無光污染的地區，一般人用肉眼大約可以看到6000多顆恒星，借助于望遠鏡，則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上。估計銀河系中的恒星大約有1500-4000億顆，我們所處的太陽系的主星太陽就是一顆恒星。那么，科學家是怎么計算所觀測到的遙遠恒星的質量和體積的呢？
首先，我們說說，科學家們如何計算恒星的質量
要計算恒星的質量，最直接的方式，就是先直接測定雙星的質量。雙星中主伴二星均繞其質量中心作橢圓運動，通過測量它們的運動周期和軌道半徑，應用意大利天文學家開普勒命名的開普勒第三定律，就可以算出雙星主伴二星的質量了。
開普勒第三定律也叫行星運動定律。開普勒第三定律的常見表述是：繞以太陽為焦點的橢圓軌道運行的所有行星，其各自橢圓軌道半長軸的立方與周期的平方之比是一個常量。開普勒定律是一個普適定律，適用于一切二體問題。開普勒定律不僅適用于太陽系，他對具有中心天體的引力系統（如行星-衛星系統）和雙星系統都成立。
天文學家在測量了許多恒星質量后又發現了一條規律：恒星質量越大，光度也越強（這稱作質光關系）。根據這種關系，天文學家就可以近似定出單個恒星（變星除外）的質量了。
恒星質量和絕對光度之間的一個重要關系，最早為哈姆所提出的，并在1919年由赫茨普龍通過觀測資料證實。1924年愛丁頓從理論上導出絕對光度為L的恒星與其質量M有L=kM3.5的簡單關系,其中k為常數。質光關系不僅提供了一個估計恒星質量的重要方法，而且為研究恒星內部結構和建立各種理論模型提出了一個判據。除物理性質特殊的巨星、白矮星和某些致密天體外，占恒星總數90%的主序星都符合質光關系。
迄今為止，人們以這種巧妙的辦法，已測定出大多數恒星的質量約在100～102個太陽質量之間。
那么，科學家們又是如何計算恒星的體積的
測恒星的體積其實就是測定恒星的半徑，測定恒星的半徑可以通過測定恒星的表面積還完成。為什么要這樣繞兩個圈子呢？因為最后一個量，就是表面積，測量起來遠遠比前面兩個簡單。
恒星輻射的能量和表面積成正比，和溫度的四次方成正比。恒星的視亮度可以通過觀測到的，在于距離做一下修正就可以得到絕對亮度。溫度可以通過測定恒星的光譜得到，隨后通過簡單的數學計算就可以得到恒星的表面積了。知道表面積就可以很容易的推算出體積。
如果直接測量半徑呢？倒還說得過去，知道距離，拿個望遠鏡看看視角就可以了。但是除了太陽以外的恒星距離我們太遠，即使最先進的望遠鏡看到是一個點。這個在目前的觀測條件下也是不可行的。
以上是我對問題“科學家怎么知道遙遠恒星的質量和體積？”的回答，歡迎大家在評論中與我交流討論。
