Suuren massan tähtien massa on useita kertoja aurinkoa suurempi. Näitä tähtiä on vähemmän maailmankaikkeudessa, koska kaasupilvillä on taipumusta tiivistyä moniin pienempiin tähtiin. Lisäksi niiden elinikä on lyhyempi kuin pienimassaisilla tähdillä. Pienemmästä lukumäärästään huolimatta näillä tähdillä on edelleen joitain hyvin erottuvia ja huomattavia ominaisuuksia.
Kaikkien tähtien ytimessä on ydinfuusio. Tähti viettää suurimman osan elämästään pääsekvenssinä tunnetussa vaiheessa, jossa tähti sulattaa vetyatomit heliumiksi. Suurmassa massassa olevalla tähdellä on enemmän vetyä palamaan tässä prosessissa. Tämän prosessin vapauttama energia ylläpitää korkeampia lämpötiloja ja tähti puolestaan polttaa enemmän vetyä kuin matalan massan tähti. Näin ollen suuren massan tähdet polttavat energiansa nopeammin kuin matalan massan tähdet. Tähti, jonka massa on kymmenen kertaa suurempi kuin aurinko, voi elää 20 miljoonan vuoden pääjaksolla pienimassaisilla tähdillä, kuten punaisilla kääpiötähdillä, voi olla pääjakson elinikä, joka on suurempi kuin maailmankaikkeus.
Tähdet on jaettu eri luokkiin niiden spektriominaisuuksien mukaan. Pääspektriluokat lämpötilan laskun järjestyksessä ovat O, B, A, F, G, K ja M. Nämä luokat vastaavat myös tähtien massaa, O-luokan tähdet ovat massiivisimpia. Aurinko on G-luokan tähti. M-luokan tähtien massa on noin 10 prosenttia auringosta ja niiden pintalämpötila on 2 500 - 3900 K. Sitä vastoin O-luokan tähtien massa voi olla 60 kertaa suurempi kuin aurinko ja niiden pintalämpötila voi vaihdella 30000 - 50000 K. Spektriluokkaan B kuuluvat tähdet, joiden massa on noin kaksi tai kolme kertaa auringon massa ja noin 18 kertaa auringon massa. B-luokan tähtien lämpötila vaihtelee 11 000 - 30 000 K. Spektriluokkiin A ja F kuuluvat tähdet, jotka ovat vain hieman massiivisempia kuin aurinko.
Tähdet, jotka ovat vähintään 1,3 kertaa massiivisempia kuin aurinko, voivat läpikäydä toisenlaisen fuusion kuin useimmissa muissa tähdissä. Vähemmän massiiviset tähdet läpikäyvät vetyfuusion pääjaksonsa aikana ja heliumfuusion myöhemmässä elämässään. Massiivisemmat tähdet voivat luoda heliumia sekä vetyfuusion että hiili-typpi-happiprosessin kautta. Tämän ansiosta nämä tähdet voivat palaa edelleen, vaikka kaikki vety ja helium on käytetty loppuun. Nämä suuren massan tähdet puolestaan voivat yhdistää yhä suurempia elementtejä myöhemmässä elämässään.
Suuren massan tähden elämän lopussa sen ydin koostuu raudasta. Tämä rauta on stabiili eikä siihen tule fuusioitua. Lopulta rautaydin romahtaa painovoiman vuoksi, ja tähti voi räjähtää supernovana. Tähden massasta riippuen tähden sydämestä voi tulla neutronitähti tai musta aukko. Nämä päätepisteet ovat hyvin erilaisia kuin useimmat muut tähdet, jotka päättävät elämänsä kuumempina valkoisina kääpiötähteinä.