Las estrellas de gran masa tienen una masa varias veces mayor que la del sol. Estas estrellas son menos numerosas en el universo porque las nubes de gas tienden a condensarse en muchas estrellas más pequeñas. Además, tienen una esperanza de vida más corta que las estrellas de baja masa. A pesar de su reducido número, estas estrellas todavía tienen algunas características muy distintivas y notables.
Todas las estrellas están alimentadas por fusión nuclear en su núcleo. Una estrella pasa la mayor parte de su vida en una fase conocida como secuencia principal, en la que fusiona átomos de hidrógeno en helio. Una estrella de gran masa tendrá más hidrógeno para quemar en este proceso. La energía liberada por este proceso mantendrá temperaturas más altas y la estrella, a su vez, quemará más hidrógeno que una estrella de baja masa. Por lo tanto, las estrellas de gran masa queman su energía más rápido que las estrellas de baja masa. Una estrella con una masa diez veces mayor que la del Sol puede vivir en la secuencia principal de 20 millones de años, mientras que Las estrellas de baja masa, como las estrellas enanas rojas, pueden tener una vida útil en la secuencia principal mayor que la edad actual de la universo.
Las estrellas se dividen en diferentes clases según sus características espectrales. Las principales clases espectrales, en orden de temperatura decreciente, son O, B, A, F, G, K y M. Estas clases también corresponden a la masa de las estrellas, siendo las estrellas de clase O las más masivas. El sol es una estrella de clase G. Las estrellas de clase M tienen una masa de aproximadamente el 10 por ciento de la del Sol y tienen una temperatura superficial entre 2.500 y 3.900 K. Por el contrario, las estrellas de clase O pueden tener una masa 60 veces mayor que la del Sol y tener temperaturas superficiales que oscilan entre 30.000 y 50.000 K. La clase espectral B incluye estrellas con masas alrededor de dos o tres veces la masa del sol hasta alrededor de 18 veces la masa del sol. La temperatura de las estrellas de clase B oscila entre 11.000 y 30.000 K. Las clases espectrales A y F incluyen estrellas que son solo un poco más masivas que el sol.
Las estrellas que son al menos 1,3 veces más masivas que el sol pueden sufrir un tipo de fusión diferente al que se observa en la mayoría de las otras estrellas. Las estrellas menos masivas experimentan fusión de hidrógeno durante su vida de secuencia principal y fusión de helio en su vida posterior. Las estrellas más masivas pueden crear helio a través de la fusión de hidrógeno y del proceso carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto permite que estas estrellas continúen ardiendo incluso después de que se haya agotado todo el hidrógeno y el helio. A su vez, estas estrellas de gran masa pueden fusionar elementos cada vez más grandes en su vida posterior.
Al final de la vida de una estrella de gran masa, su núcleo está formado por hierro. Este hierro es estable y no se fusionará. Finalmente, el núcleo de hierro colapsa debido a la gravedad y la estrella puede explotar como una supernova. Dependiendo de la masa de la estrella, el núcleo de la estrella puede convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro. Estos puntos finales son muy diferentes de la mayoría de las otras estrellas, que terminan sus vidas como estrellas enanas blancas más calientes.