Suure massiga tähtede mass on mitu korda suurem kui päikesel. Neid tähti on universumis vähem, kuna gaasipilved kipuvad kondenseeruma paljudeks väiksemateks tähtedeks. Pealegi on nende eluiga lühem kui madala massiga tähtedel. Vaatamata vähenenud arvule on neil tähtedel siiski mõned väga eristavad ja märgatavad omadused.
Kõigil tähtedel on tuumasüntees. Täht veedab suurema osa oma elust faasina, mida tuntakse peajärjestusena ja milles ta sulatab vesinikuaatomid heeliumiks. Suure massiga tähel on selles protsessis põletada rohkem vesinikku. Selle protsessi käigus eralduv energia hoiab kõrgemaid temperatuure ja täht põletab omakorda rohkem vesinikku kui väikese massiga täht. Seega põletavad suure massiga tähed oma energia kiiremini kui madala massiga tähed. Täht, mille mass on kümme korda suurem kui päike, võib elada 20 miljoni aasta pikkuse põhijada järgi madala massiga tähtedel, näiteks punastel kääbustähtedel, võib põhijada eluiga olla pikem kui universum.
Tähed jagunevad spektriklasside järgi erinevatesse klassidesse. Peamised spektriklassid on temperatuuri languse järjekorras O, B, A, F, G, K ja M. Need klassid vastavad ka tähtede massile, kõige massilisemad on O-klassi tähed. Päike on G-klassi täht. M-klassi tähtede mass on umbes 10 protsenti päikesest ja nende pinnatemperatuur jääb vahemikku 2500–3900 K. Seevastu O-klassi tähtede mass võib olla 60 korda suurem kui päikesel ja nende pinnatemperatuur jääb vahemikku 30 000 kuni 50 000 K. Spektriklassi B kuuluvad tähed, mille mass on umbes kaks või kolm korda suurem kui päikese mass kuni umbes 18 korda suurem kui päikese mass. B-klassi tähtede temperatuur jääb vahemikku 11 000–30 000 K. Spektraalklassidesse A ja F kuuluvad tähed, mis on vaid veidi massiivsemad kui päike.
Tähed, mis on vähemalt 1,3 korda massiivsemad kui päike, võivad läbida teist tüüpi sulandumise kui enamikus teistes tähtedes. Vähem massiivsed tähed läbivad vesinikfusiooni oma põhijärjestuse jooksul ja heeliumfusioon hilisemas elus. Massiivsemad tähed võivad heeliumi tekitada nii vesiniku liitmise kui ka süsiniku-lämmastiku-hapniku protsessi kaudu. See võimaldab neil tähtedel jätkata põlemist ka pärast kogu vesiniku ja heeliumi ammendumist. Need suure massiga tähed võivad omakorda sulandada oma hilisemas elus üha suuremad elemendid.
Suure massiga tähe elu lõpus koosneb selle südamik rauast. See raud on stabiilne ja seda ei sulandata. Lõpuks variseb rauast südamik raskusjõu mõjul kokku ja täht võib supernoovana plahvatada. Sõltuvalt tähe massist võib tähe südamikust saada neutrontäht või must auk. Need lõpp-punktid erinevad oluliselt enamikust teistest tähtedest, mis lõpetavad oma elu kuumemate valgete kääbustähtedena.