Les étoiles de grande masse ont une masse plusieurs fois supérieure à celle du soleil. Ces étoiles sont moins nombreuses dans l'univers car les nuages de gaz ont tendance à se condenser en de nombreuses étoiles plus petites. De plus, elles ont une durée de vie plus courte que les étoiles de faible masse. Malgré leur nombre réduit, ces étoiles ont encore des caractéristiques très distinctives et perceptibles.
Toutes les étoiles sont alimentées par la fusion nucléaire en leur cœur. Une étoile passe la majeure partie de sa vie dans une phase connue sous le nom de séquence principale, dans laquelle elle fusionne des atomes d'hydrogène en hélium. Une étoile de masse élevée aura plus d'hydrogène à brûler dans ce processus. L'énergie libérée par ce processus maintiendra des températures plus élevées et l'étoile, à son tour, brûlera plus d'hydrogène qu'une étoile de faible masse. Par conséquent, les étoiles de masse élevée brûlent leur énergie plus rapidement que les étoiles de faible masse. Une étoile d'une masse dix fois supérieure à celle du soleil peut vivre sur la séquence principale de 20 millions d'années, alors que les étoiles de faible masse, telles que les étoiles naines rouges, peuvent avoir une durée de vie de la séquence principale supérieure à l'âge actuel de la univers.
Les étoiles sont divisées en différentes classes selon leurs caractéristiques spectrales. Les principales classes spectrales, par ordre de température décroissante, sont O, B, A, F, G, K et M. Ces classes correspondent également à la masse des étoiles, les étoiles de classe O étant les plus massives. Le soleil est une étoile de classe G. Les étoiles de classe M ont une masse d'environ 10 % de celle du soleil et ont une température de surface comprise entre 2 500 et 3 900 K. En revanche, les étoiles de classe O peuvent avoir une masse 60 fois supérieure à celle du soleil et avoir des températures de surface allant de 30 000 à 50 000 K. La classe spectrale B comprend les étoiles dont la masse est environ deux ou trois fois la masse du soleil à environ 18 fois la masse du soleil. La température des étoiles de classe B varie de 11 000 à 30 000 K. Les classes spectrales A et F comprennent des étoiles qui ne sont que légèrement plus massives que le soleil.
Les étoiles qui sont au moins 1,3 fois plus massives que le soleil peuvent subir un type de fusion différent de celui observé dans la plupart des autres étoiles. Les étoiles moins massives subissent une fusion d'hydrogène au cours de leur vie de séquence principale et une fusion d'hélium au cours de leur vie ultérieure. Des étoiles plus massives peuvent créer de l'hélium à la fois par fusion d'hydrogène et par le processus carbone-azote-oxygène. Cela permet à ces étoiles de continuer à brûler même après que tout l'hydrogène et l'hélium aient été épuisés. À leur tour, ces étoiles de grande masse peuvent fusionner des éléments de plus en plus gros plus tard dans leur vie.
À la fin de la vie d'une étoile massive, son noyau est constitué de fer. Ce fer est stable et ne subira pas de fusion. Finalement, le noyau de fer s'effondre en raison de la gravité et l'étoile peut exploser en supernova. Selon la masse de l'étoile, le noyau de l'étoile peut devenir une étoile à neutrons ou un trou noir. Ces extrémités sont très différentes de la majorité des autres étoiles, qui finissent leur vie sous la forme d'étoiles naines blanches plus chaudes.