Les étoiles de grande masse ont une masse plusieurs fois supérieure à celle du soleil. Ces étoiles sont moins nombreuses dans l'univers car les nuages de gaz ont tendance à se condenser en de nombreuses étoiles plus petites. De plus, leur durée de vie est plus courte que celle des étoiles de faible masse. Malgré leur nombre réduit, ces étoiles ont encore des caractéristiques très distinctives et perceptibles.
Durée de vie courte de la séquence principale

Toutes les étoiles sont alimentées par la fusion nucléaire en leur cœur. Une étoile passe la majeure partie de sa vie dans une phase connue sous le nom de séquence principale, dans laquelle ses atomes d'hydrogène fusionnent en hélium. Une étoile de grande masse aura plus d'hydrogène à brûler dans ce processus. L'énergie libérée par ce processus maintiendra des températures plus élevées et l'étoile, à son tour, brûlera plus d'hydrogène qu'une étoile de faible masse. Par conséquent, les étoiles de masse élevée brûlent leur énergie plus rapidement que les étoiles de faible masse. Une étoile d'une masse dix fois supérieure à celle du soleil peut vivre sur la séquence principale de 20 millions d'années, tandis que les étoiles de faible masse, telles que les étoiles naines rouges, peuvent avoir une durée de vie dans la séquence principale supérieure à l'âge actuel de l'univers.
Classe spectrale et température

Les étoiles sont divisées en différentes classes en fonction de leurs caractéristiques spectrales. Les principales classes spectrales, par ordre de température décroissante, sont O, B, A, F, G, K et M. Ces classes correspondent également à la masse des étoiles, les étoiles de classe O étant les plus massives. Le soleil est une étoile de classe G. Les étoiles de classe M ont une masse d'environ 10% du soleil et une température de surface comprise entre 2 500 et 3 900 K. En revanche, les étoiles de classe O peuvent avoir une masse 60 fois supérieure à celle du soleil et des températures de surface allant de 30 000 à 50 000 K. La classe spectrale B comprend des étoiles dont la masse est d'environ deux ou trois fois la masse du soleil à environ 18 fois la masse du soleil. La température des étoiles de classe B varie de 11 000 à 30 000 K. Les classes spectrales A et F comprennent des étoiles qui sont à peine plus massives que le soleil.
Fusion carbone-azote-oxygène

Les étoiles qui sont à au moins 1,3 fois plus massif que le soleil peut subir un type de fusion différent de celui observé dans la plupart des autres étoiles. Les étoiles moins massives subissent une fusion d'hydrogène pendant leur vie de séquence principale et une fusion d'hélium dans leur vie ultérieure. Des étoiles plus massives peuvent créer de l'hélium à la fois par fusion d'hydrogène et par le processus carbone-azote-oxygène. Cela permet à ces étoiles de continuer à brûler même après que tout l'hydrogène et l'hélium ont été épuisés. À leur tour, ces étoiles de masse élevée peuvent fusionner des éléments de plus en plus grands au cours de leur vie ultérieure.
Supernova

À la fin de la vie d'une étoile de masse élevée, son noyau est constitué de fer. Ce fer est stable et ne subira pas de fusion. Finalement, le noyau de fer s'effondre sous l'effet de la gravité et l'étoile peut exploser en supernova. Selon la masse de l'étoile, le noyau de l'étoile peut devenir une étoile à neutrons ou un trou noir. Ces points d'extrémité sont très différents de la majorité des autres étoiles, qui finissent leur vie en tant qu'étoiles naines blanches plus chaudes.