恒星大多是些庞然大物，而且距离我们非常遥远，测量它们的温度和质量不像测量我们人体这样容易，肯定需要一些特殊的方法。
测量恒星的体温
我们所说的恒星的体温指的是它们的表面温度，这算是恒星的各种属性中相对比较容易测量的一个。
恒星是炽热的气体球，就像红热的铁块或是白炽灯的灯丝一样，会由于热而发光。这种热辐射包含着几乎所有波长的光，如果用棱镜把不同波长的光分开，显示出的是一条连续的光谱——红、橙、黄、绿、青、蓝、紫，以及红外线、紫外线等。在热辐射中，不同波长的光所占的比例是不一样的，总有一种颜色的光能量最强。发光物体的温度越高，占据能量峰值的光的波长就越短，物体整体上的颜色也就更偏蓝一些；反过来物体温度低的话，颜色就偏红。所以，根据恒星的发光颜色，我们就可以推断出它们的温度。
当然，恒星的颜色不能靠人的感觉来定，天文学家自有一套量化的方法。他们用只让特定波长的光通过的滤光片来过滤星光，测量这些波长的光的强度。根据几种光强度的比值，就可以判断恒星的颜色，进而推测出其温度。
有时不方便直接测量恒星发光的强度，所以难以通过颜色来推断恒星的温度。这时天文学家还有另外一种方法，就是利用光谱。
前面已经提到过，把恒星发出的不同波长的光用棱镜或其他光学仪器分开，就会得到一条光谱。恒星热辐射的光谱是由所有波长的光组成的连续谱。而当光穿越恒星的大气时，恒星中的氢、氦等原子的核外电子会吸收某些波长的光，跳到更高能量的能级上去。电子不同能级间能量差是固定的，所以吸收的光也是特定波长的几种，这样就会在连续的光谱上留下一些位置固定的暗线，叫做吸收线。
在不同温度的恒星中，原子中电子所处的能级状态是不同的，所以它们的光谱中的吸收线是不一样的。以氢原子为例，氢原子只有一个电子，电子第一和第二个能级之间差距比较大，只有吸收紫外波段的光子，电子才能从最低的能级跳到第二个能级。如果氢原子吸收可见光的光子，肯定是从第二个能级继续往上跳才行。一个温度较低的恒星发出的光子能量较低，外层大气中氢原子的电子基本都在最低的能级上。这些电子不能吸收恒星发出的可见光，所以我们观测到的该恒星的光谱中，可见光波段看不到氢元素的吸收线。
温度较高的恒星情况就不一样了，由于恒星会发出一些高能光子，外层大气中的一部分氢原子就会有电子处于较高的能级，这些电子会吸收可见光，跳到更高的能级上去。恒星的光谱中就可以在可见光波段看到氢的吸收线。
而温度特别高的恒星会辐射出大量的高能光子，把外层大气中的氢原子完全电离了，没了电子，自然也不能吸收光了。所以这些恒星的光谱同样没有氢的吸收线。总而言之，只有温度适中的恒星，光谱中在可见光波段才有氢的吸收线，这个温度大概是1万摄氏度。
和氢的情况类似，其他元素的吸收线也会随着恒星温度的变化而发生改变。例如，只有温度极高的恒星，光谱中才有氦的吸收线。而钙等金属元素的吸收线则在温度较低的恒星的光谱中才能找到。所以，只要观测恒星的光谱，分析它有哪些谱线，就可以确定恒星的温度了。
测量恒星的体重
跟温度相比，恒星的质量就不那么容易测量了。要得到恒星的质量，一般从它们的引力效应入手，毕竟恒星的引力是由它们的质量决定的。
对于太阳，我们可以根据各个行星的公转情况来计算出它的质量。而其他恒星距离我们过于遥远，几乎没办法观测到它们的行星，只有在两颗恒星组成的双星系统中，通过研究它们的轨道运动，天文学家才有办法考察恒星的引力以及质量。
双星系统由于到我们的距离不同可以分为两种，一种比较近，用望远镜观测可以分辨出两颗恒星；另一种双星距离我们很远，即使是强大的望远镜也不能把两颗星分辨开来，看上去就像一颗单独的恒星。不过由于两颗星在绕着两者的质心转动，所以相对于我们有着不同的运动速度。这样，由于物理学上的多普勒效应，朝向我们运动的恒星发出的光波长会变短，而远离我们的星发出的光波长会变长，两颗星的光谱就会错开，暴露出它们的真实身份，这类双星就叫做分光双星。
对于可以分辨的双星，我们可以追踪它们在天空上的位置，从而把轨道椭圆完整地描绘出来，并测量出它们绕质心运动的周期。根据椭圆轨道的半长轴和运动周期，就可以用牛顿万有引力定律计算出两颗恒星质量之和。根据两颗恒星的轨道还可以找到它们质心的位置，这样就可以得出两颗恒星的质量之比恰好反比于它们到质心的距离，这样就可以计算出两颗恒星各自的质量了。当然，这种方法对于观测精度的要求很高。
对于不能直接分辨的分光双星，上面的方法显然是不行的。不过我们可以观测两颗恒星的光谱，根据多普勒效应得出它们沿着我们视线方向的运动速度。这个速度就是恒星轨道速度在视线方向上的分量。如果知道恒星轨道速度的变化情况，加上轨道运动的周期，也可以计算出两颗恒星的质量。问题就是，我们需要知道恒星轨道平面和我们视线的夹角，才能根据视向速度得出恒星的运动速度。这个角度一般是难以确定，所以往往只能算出恒星质量的下限。
不过幸运的是，有些双星系统的两颗星在围绕质心转动的过程中会相互遮掩，导致亮度发生变化，它们被叫做“食变双星”。食变双星的轨道平面和我们视线方向的夹角很小，就是说我们恰好是从侧面看这个双星系统的。对于这样的双星，天文学家可以根据遮掩时的亮度变化，精确地计算出轨道平面和我们视线的夹角，从而确定恒星运动速度，并进一步计算出恒星的质量。这种方法得出的恒星质量也是最精确的。
现在天文学家已经发现了许多太阳系外的行星，在测量了这些行星围绕的恒星质量后，结合行星的公转情况，可以很容易得到行星的质量，本文就不详述了。
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