Massereiche Sterne haben eine mehrfache Masse der Sonne. Diese Sterne sind im Universum weniger zahlreich, weil Gaswolken dazu neigen, sich zu vielen kleineren Sternen zu verdichten. Außerdem haben sie eine kürzere Lebensdauer als massearme Sterne. Trotz ihrer reduzierten Anzahl haben diese Sterne immer noch einige sehr charakteristische und auffällige Eigenschaften.
Alle Sterne werden in ihrem Kern durch Kernfusion angetrieben. Ein Stern verbringt den größten Teil seines Lebens in einer Phase, die als Hauptreihe bekannt ist, in der er Wasserstoffatome zu Helium verschmilzt. Ein massereicher Stern hat bei diesem Prozess mehr Wasserstoff zum Verbrennen. Die durch diesen Prozess freigesetzte Energie hält höhere Temperaturen aufrecht und der Stern verbrennt wiederum mehr Wasserstoff als ein Stern mit geringer Masse. Daher verbrennen massereiche Sterne ihre Energie schneller als massearme Sterne. Ein Stern mit der zehnfachen Masse der Sonne kann auf der Hauptreihe von 20 Millionen Jahren leben, während massearme Sterne, wie rote Zwergsterne, haben möglicherweise eine Lebensdauer der Hauptreihenfolge, die länger ist als das aktuelle Alter der Universum.
Sterne werden nach ihren spektralen Eigenschaften in verschiedene Klassen eingeteilt. Die wichtigsten Spektralklassen, nach abnehmender Temperatur geordnet, sind O, B, A, F, G, K und M. Diese Klassen entsprechen auch der Masse der Sterne, wobei Sterne der O-Klasse am massereichsten sind. Die Sonne ist ein Stern der G-Klasse. Sterne der M-Klasse haben eine Masse von etwa 10 Prozent der Sonnenmasse und eine Oberflächentemperatur zwischen 2.500 und 3.900 K. Im Gegensatz dazu können Sterne der O-Klasse eine 60-mal größere Masse als die Sonne haben und Oberflächentemperaturen von 30.000 bis 50.000 K aufweisen. Zur Spektralklasse B gehören Sterne mit Massen von etwa der zwei- bis dreifachen Sonnenmasse bis etwa der 18-fachen Sonnenmasse. Die Temperatur von Sternen der B-Klasse reicht von 11.000 bis 30.000 K. Zu den Spektralklassen A und F gehören Sterne, die nur geringfügig massereicher sind als die Sonne.
Sterne, die mindestens 1,3-mal so massiv sind wie die Sonne, können eine andere Art von Fusion durchlaufen als die meisten anderen Sterne. Weniger massereiche Sterne durchlaufen während ihres Hauptreihenlebens eine Wasserstofffusion und in ihrem späteren Leben eine Heliumfusion. Massivere Sterne können sowohl durch Wasserstofffusion als auch durch den Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Prozess Helium erzeugen. Dadurch können diese Sterne auch dann weiter brennen, wenn der gesamte Wasserstoff und das Helium aufgebraucht sind. Diese massereichen Sterne wiederum können in ihrem späteren Leben immer größere Elemente verschmelzen.
Am Ende des Lebens eines massereichen Sterns besteht sein Kern aus Eisen. Dieses Eisen ist stabil und wird nicht fusioniert. Schließlich kollabiert der Eisenkern aufgrund der Schwerkraft und der Stern kann als Supernova explodieren. Abhängig von der Masse des Sterns kann der Kern des Sterns ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch werden. Diese Endpunkte unterscheiden sich stark von den meisten anderen Sternen, die ihr Leben als heißere Weiße Zwerge beenden.