질량이 큰 별의 질량은 태양의 몇 배입니다. 가스 구름이 많은 작은 별들로 응축되는 경향이 있기 때문에이 별들은 우주에서 더 적습니다. 또한 저 질량 별보다 수명이 짧습니다. 감소 된 숫자에도 불구하고이 별들은 여전히 매우 독특하고 눈에 띄는 특성을 가지고 있습니다.
모든 별은 핵융합으로 구동됩니다. 별은 수소 원자를 헬륨으로 융합하는 주 계열 (main sequence)로 알려진 단계에서 대부분의 삶을 보냅니다. 질량이 큰 별은이 과정에서 더 많은 수소를 태울 것입니다. 이 과정에서 방출되는 에너지는 더 높은 온도를 유지하고 별은 저 질량 별보다 더 많은 수소를 태울 것입니다. 따라서 질량이 큰 별은 질량이 낮은 별보다 더 빨리 에너지를 소모합니다. 태양의 10 배 질량을 가진 별은 2 천만년의 주 계열로 살 수있는 반면 적색 왜성과 같은 저 질량 별은 현재 나이보다 주 계열 수명이 더 길 수 있습니다. 우주.
별은 스펙트럼 특성에 따라 여러 등급으로 나뉩니다. 온도가 감소하는 순서대로 주요 스펙트럼 등급은 O, B, A, F, G, K 및 M입니다. 이 등급은 또한 별의 질량에 해당하며 O 등급 별이 가장 거대합니다. 태양은 G 급 별입니다. M 급 별의 질량은 태양의 약 10 %이며 표면 온도는 2,500 ~ 3,900K입니다. 대조적으로, O 급 별은 태양보다 60 배 더 큰 질량을 가질 수 있으며 표면 온도는 30,000 ~ 50,000K 범위입니다. 스펙트럼 등급 B는 태양 질량의 약 2 ~ 3 배에서 태양 질량의 약 18 배에 이르는 별을 포함합니다. B 급 별의 온도 범위는 11,000 ~ 30,000K입니다. 스펙트럼 등급 A와 F에는 태양보다 약간 더 무거운 별이 포함됩니다.
태양의 1.3 배 이상의 질량을 가진 별은 대부분의 다른 별에서 볼 수있는 것과 다른 유형의 융합을 겪을 수 있습니다. 덜 무거운 별은 주 계열 생명체 동안 수소 융합을 겪고, 나중 생명체에서 헬륨 융합을 겪습니다. 더 무거운 별은 수소 융합과 탄소-질소-산소 과정을 통해 헬륨을 생성 할 수 있습니다. 이것은이 별들이 수소와 헬륨이 모두 소모 된 후에도 계속해서 타도록합니다. 차례로, 이 고 질량 별은 노년기에 점점 더 큰 요소를 융합 할 수 있습니다.
질량이 큰 별의 수명이 끝나면 그 핵심은 철로 구성됩니다. 이 철은 안정적이며 융합되지 않습니다. 결국 철핵은 중력으로 인해 붕괴되고 별은 초신성으로 폭발 할 수 있습니다. 별의 질량에 따라 별의 핵심은 중성자 별 또는 블랙홀이 될 수 있습니다. 이 끝점은 더 뜨거운 백색 왜성으로 삶을 끝내는 대부분의 다른 별과는 매우 다릅니다.