恆星的大小可以透過月掩星法或者光斑干涉法測出恆星的角直徑，同時如果知道恆星的距離，就可以測出恆星的線半徑。而推算恆星的大小，還有另一種方法，就是根據恆星半徑和恆星的溫度、光度之間的關係。

假設，遠處存在一個恆星，其光度假設為L，恆星表面的有效溫度假設為T，恆星半徑假設為R。光度，半徑和有效溫度之間變=便存在關係：4派R的平方乘以再乘以T的四次方等於L。其中為斯蒂芬玻爾茲曼常量。

而目前只有雙星系統可以直接測定質量，其基本原理為開普勒第三定律。根據開普勒第三定律，雙星系統中兩個恆星的總質量和軌道半長徑的三次方成正比，和軌道週期的平方成反比。即：第一個星的質量加上第二個星的質量等於半長徑的立方比上軌道週期的平方，其中恆星質量以太陽質量為單位，半長徑單位為日地天文單位（AU），軌道週期的單位為迴歸年。

而對於單個的恆星，有一個關係叫做質光關係，即恆星的質量和光度之間的關係。透過這一關係，只要觀測得到恆星的光度，就可以求出恆星的質量。

質光關係的內容是：對於處在主序階段的恆星，倘若其質量0.2個太陽質量，恆星的光度和質量之間便有著很好的統計規律。而且除了特殊天體，所觀測到的主序星中的90%都符合由其統計學規律所得到的公式。

知道了質量和大小，那麼密度只要除一下就好了。

以下只是我的猜想：根據愛因斯坦的結論，當光經過大質量物體時，會受萬有引力影響發生偏轉，根據偏轉的角度和之間的距離就可得岀質量了。關於距離怎麼測，可以利用地球所處太陽軌道不同位置時所觀測到星體的位置的夾角計算岀來，稱為三角視差測距。關於體積的測量，我能想到的就是透過真接觀測。有了質量和體積就能算岀密度。附帶一句，能觀測到的大部分都是恆星，非恆星類只能透過像以上那種萬有引力改變光方向的這種現象間接觀測，比如還有恆星因行星的環繞而產生的擺動角。