항성 질량은 천문학자들이 어떤 항성의 질량을 표시할 때 쓰는 용어이다. 보통 ‘태양질량(M☉)의 몇 배’ 형식으로 표시하는데, 예를 들면 시리우스의 질량은 2.02 M☉으로 표시한다.[1] 어떤 항성의 질량은 생애주기 동안 고정되어 있는 것이 아니라 외부적, 내부적 원인에 따라 변한다. 예를 들면 짝별로부터 물질을 흡수하면 질량은 늘어나며, 항성풍이나 맥동으로 물질을 뿜어내면 질량은 줄어든다.
항성은 보통 태어났을 때의 질량에 따라 그 운명이 결정되므로 질량 정도에 기준하여 항성의 종류를 나눈다. 태양질량 0.5배 이하의 별은 ‘질량이 매우 작은 별’로 점근거성가지(AGB) 단계를 거치지 않고 곧장 백색 왜성이 된다. ‘질량이 작은 별’은 태양 질량 1.8~2.2배(구성물질이 다르기 때문에 명확한 경계가 없다.)보다 작은 항성들로 점근거성가지 단계에 들어가며 여기서 축퇴하는 헬륨핵을 만든다. ‘중간질량 항성’은 태양질량의 7~10배 이하 항성들로, 헬륨융합 작용으로 축퇴하는 탄소-산소 핵을 만든다. ‘무거운 항성’은 최소 태양질량의 5~6배, 크게는 7~10배 이상의 항성으로 이런 별은 탄소 융합작용을 거쳐 중심핵이 붕괴된 뒤 초신성 폭발로 생을 끝마친다.[2] 이런 거대한 천체는 죽은 뒤에 중심부에 항성질량 블랙홀을 남긴다.
항성의 반지름과 질량으로부터 표면중력이 결정된다. 거대한 별 표면의 중력은 주계열 단계 항성에 비해 매우 작으며 반대로 백색왜성 등 밀집성은 주계열성보다 막대하게 표면중력이 크다. 표면중력은 항성의 스펙트럼에 영향을 끼치며, 중력이 높을수록 흡수선의 폭은 넓어진다.[3]
용골자리 에타는 지금까지 발견된 천체 중 아주 무거운 집단에 속하는 별로, 질량은 대충 태양의 100~150배로 추측된다.[4] 에타별의 생애는 매우 짧아 수백만 년에 불과하다. 아치스 성단에 대한 연구결과에 따르면 현시대 우주에서 항성이 지니는 질량상한은 태양의 150배라고 한다.[5] 한계수치가 왜 이 값인지의 원인은 정확히 밝혀지지 않았다. 다만 어떤 별이 가스를 우주로 날려버리지 않으면서 가장 밝게 빛날 수 있는 한계를 에딩턴 광도로 표시하는데 이 법칙이 한계질량에 대해 일부 해답을 주고 있다. 다만 성단 RMC 136a에 있는 R136a1의 질량이 태양의 265배임이 최근 밝혀져 에딩턴 한계의 신빙성에 의문을 던졌다.[6] 여기에 대해 한 연구에 따르면 RMC 136a 내 질량 150배보다 큰 천체는 한계질량 가까운 쌍성 두 개가 합쳐져 생긴 것이라 하여, 기존의 질량이론이 여전히 유효하다고 주장했다.[7]
빅 뱅 이후 처음 탄생한 태초의 항성 질량은 지금보다 훨씬 커 최대 태양의 300배 이상이었으리라 추측되는데,[8] 그 이유는 리튬보다 무거운 원소가 당시 항성에는 없었기 때문이다. 그러나 질량이 무거운만큼 이 별들(항성종족 III)은 빠르게 죽었고 지금은 단지 이론상의 천체일 뿐이다.
반대로 황새치자리 AB A의 짝별 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과한데 이는 중심핵에서 수소를 태우는 주계열 별 중 가장 가벼운 값이다.[9] 항성의 중원소함량이 태양과 비슷할 경우 가질 수 있는 최솟값은 대략 목성의 75배 정도이다.[10][11] 그러나 항성에 있는 중원소의 양이 극도로 적을 경우 최솟값은 좀 더 올라가서 태양의 8.3% 또는 목성의 87배 정도가 된다.[11][12] 이보다 작은 천체를 갈색 왜성이라고 하며, 가스 행성과 항성 사이의 회색지대를 차지한다.
지금도 태양은 전자기 에너지를 태양풍 형태 물질로 우주공간에 뿜으면서 질량을 조금씩 잃고 있다. 그 비율은 매년 약 2~3×10-14 M☉이다.[13] 태양이 적색거성 단계에 들어서면 물질은 더욱 빠른 속도로 태양을 탈출할 것이며 그 속도는 진화단계가 적색거성가지의 첨단부에 이를 때 1년에 7~9×10−14 M☉이 될 것이며, 점근거성가지 단계에서는 10−6 M☉까지 올라가고, 태양이 죽음을 맞아 행성상성운이 되었을 때에는 10−5 ~ 10−4 M☉으로 가장 빠른 속도로 질량을 우주에 뿌릴 것이다. 이렇게 태양이 백색 왜성이 되기 전까지 우주에 내보내는 질량은 초기질량의 46%에 이른다.[14]