Τα αστέρια μεγάλης μάζας έχουν μάζα αρκετές φορές από αυτήν του ήλιου. Αυτά τα αστέρια είναι λιγότερο πολυάριθμα στο σύμπαν επειδή τα σύννεφα αερίου τείνουν να συμπυκνώνονται σε πολλά μικρότερα αστέρια. Επιπλέον, έχουν μικρότερη διάρκεια ζωής από τα αστέρια χαμηλής μάζας. Παρά τον μειωμένο αριθμό τους, αυτά τα αστέρια εξακολουθούν να έχουν κάποια πολύ διακριτικά και αξιοσημείωτα χαρακτηριστικά.
Όλα τα αστέρια τροφοδοτούνται από πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα τους. Ένα αστέρι περνά το μεγαλύτερο μέρος της ζωής του σε μια φάση που είναι γνωστή ως η κύρια ακολουθία, στην οποία συνθέτει τα άτομα υδρογόνου στο ήλιο. Ένα αστέρι υψηλής μάζας θα έχει περισσότερο υδρογόνο για καύση σε αυτή τη διαδικασία. Η ενέργεια που απελευθερώνεται με αυτήν τη διαδικασία θα διατηρήσει υψηλότερες θερμοκρασίες και το αστέρι, με τη σειρά του, θα κάψει περισσότερο υδρογόνο από ένα αστέρι χαμηλής μάζας. Ως εκ τούτου, τα αστέρια υψηλής μάζας καίνε την ενέργειά τους γρηγορότερα από τα αστέρια χαμηλής μάζας. Ένα αστέρι με μάζα δέκα φορές μεγαλύτερη από τον ήλιο μπορεί να ζήσει με την κύρια ακολουθία των 20 εκατομμυρίων ετών, ενώ αστέρια χαμηλής μάζας, όπως τα κόκκινα αστέρια νάνων, μπορεί να έχουν διάρκεια ζωής κύριας ακολουθίας μεγαλύτερη από την τρέχουσα εποχή του σύμπαν.
Τα αστέρια χωρίζονται σε διαφορετικές κατηγορίες ανάλογα με τα φασματικά χαρακτηριστικά τους. Οι κύριες φασματικές τάξεις, κατά σειρά φθίνουσας θερμοκρασίας, είναι O, B, A, F, G, K και M. Αυτές οι τάξεις αντιστοιχούν επίσης στη μάζα των αστεριών, με τα αστέρια κατηγορίας Ο να είναι τα πιο μαζικά. Ο ήλιος είναι ένα αστέρι κατηγορίας G. Τα αστέρια κατηγορίας M έχουν μάζα περίπου 10 τοις εκατό των ήλιων και έχουν θερμοκρασία επιφάνειας μεταξύ 2.500 έως 3.900 K. Αντίθετα, τα αστέρια κατηγορίας O μπορούν να έχουν μάζα 60 φορές μεγαλύτερη από τον ήλιο και έχουν επιφανειακές θερμοκρασίες που κυμαίνονται από 30.000 έως 50.000 K. Η φασματική κατηγορία Β περιλαμβάνει αστέρια με μάζες περίπου δύο ή τρεις φορές τη μάζα του ήλιου έως περίπου 18 φορές τη μάζα του ήλιου. Η θερμοκρασία των αστεριών κατηγορίας Β κυμαίνεται από 11.000 έως 30.000 Κ. Οι φασματικές τάξεις A και F περιλαμβάνουν αστέρια που είναι ελαφρώς πιο ογκώδη από τον ήλιο.
Αστέρια που είναι τουλάχιστον 1,3 φορές μεγαλύτερα από τον ήλιο μπορούν να υποστούν διαφορετικό τύπο σύντηξης από αυτό που φαίνεται στα περισσότερα άλλα αστέρια. Λιγότερο ογκώδη αστέρια υφίστανται σύντηξη υδρογόνου κατά τη διάρκεια της κύριας ακολουθίας ζωής τους και σύντηξης ηλίου στην τελευταία τους ζωή. Πιο τεράστια αστέρια μπορούν να δημιουργήσουν ήλιο τόσο από τη σύντηξη υδρογόνου όσο και από τη διαδικασία άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου. Αυτό επιτρέπει σε αυτά τα αστέρια να συνεχίσουν να καίνε ακόμα και μετά την εξάντληση όλου του υδρογόνου και του ηλίου. Με τη σειρά τους, αυτά τα αστέρια υψηλής μάζας μπορούν να συντήξουν όλο και μεγαλύτερα στοιχεία στη μετέπειτα ζωή τους.
Στο τέλος της ζωής ενός μεγάλου αστεριού, ο πυρήνας του αποτελείται από σίδηρο. Αυτό το σίδερο είναι σταθερό και δεν θα υποστεί σύντηξη. Τελικά, ο σίδηρος πυρήνας καταρρέει λόγω της βαρύτητας και το αστέρι μπορεί να εκραγεί ως σουπερνόβα. Ανάλογα με τη μάζα του άστρου, ο πυρήνας του αστεριού μπορεί να γίνει ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα. Αυτά τα τελικά σημεία είναι πολύ διαφορετικά από την πλειονότητα των άλλων αστεριών, τα οποία τερματίζουν τη ζωή τους ως πιο καυτά αστέρια λευκού νάνου.