Didelės masės žvaigždžių masė yra kelis kartus didesnė nei saulės. Šių žvaigždžių visatoje yra mažiau, nes dujų debesys linkę kondensuotis į daugelį mažesnių žvaigždžių. Be to, jų gyvenimo trukmė yra mažesnė nei mažos masės žvaigždžių. Nepaisant sumažėjusio skaičiaus, šios žvaigždės vis dar pasižymi labai išskirtinėmis ir pastebimomis savybėmis.
Visos žvaigždės yra branduolio sintezės. Žvaigždė didžiąją gyvenimo dalį praleidžia fazėje, vadinamoje pagrindine seka, kurios metu vandenilio atomai susilieja į helį. Didelės masės žvaigždė šiame procese turės deginti daugiau vandenilio. Šio proceso metu išsiskirianti energija palaikys aukštesnę temperatūrą, o žvaigždė savo ruožtu degins daugiau vandenilio nei mažos masės žvaigždė. Taigi didelės masės žvaigždės degina savo energiją greičiau nei mažos masės žvaigždės. Žvaigždė, kurios masė yra dešimt kartų didesnė nei saulės, gali gyventi pagrindine 20 milijonų metų seka, o mažos masės žvaigždžių, tokių kaip raudonosios nykštukinės žvaigždės, gyvenimo trukmė gali būti ilgesnė nei dabartinis visata.
Žvaigždės skirstomos į skirtingas klases pagal jų spektrines savybes. Pagrindinės spektrinės klasės mažėjančios temperatūros tvarka yra O, B, A, F, G, K ir M. Šios klasės taip pat atitinka žvaigždžių masę, o O klasės žvaigždės yra pačios masyviausios. Saulė yra G klasės žvaigždė. M klasės žvaigždžių masė yra maždaug 10 procentų saulės, o paviršiaus temperatūra yra nuo 2500 iki 3900 K. Priešingai, O klasės žvaigždžių masė gali būti 60 kartų didesnė nei saulės, o paviršiaus temperatūra gali svyruoti nuo 30 000 iki 50 000 K. Į spektrinę B klasę įeina žvaigždės, kurių masė yra maždaug du ar tris kartus didesnė už saulės masę iki maždaug 18 kartų didesnė už saulės masę. B klasės žvaigždžių temperatūra svyruoja nuo 11 000 iki 30 000 K. Spektrinėse A ir F klasėse yra žvaigždės, kurios yra tik šiek tiek masyvesnės už saulę.
Žvaigždės, kurios yra bent 1,3 karto masyvesnės už saulę, gali susilieti kitaip nei daugumoje kitų žvaigždžių. Mažiau masyvios žvaigždės susilieja su vandeniliu per pagrindinę jų seką, o helis - vėliau. Masyvesnės žvaigždės gali sukurti helį per sintezę vandeniliu, taip pat anglies, azoto ir deguonies procesą. Tai leidžia šioms žvaigždėms toliau degti net ir sunaudojus vandenilį ir helį. Savo ruožtu šios didelės masės žvaigždės savo vėlesniame gyvenime gali sulieti vis didesnius elementus.
Didelės masės žvaigždės gyvenimo pabaigoje jos šerdį sudaro geležis. Ši geležis yra stabili ir nebus lydoma. Galų gale geležinė šerdis žlunga dėl gravitacijos, ir žvaigždė gali sprogti kaip supernova. Priklausomai nuo žvaigždės masės, žvaigždės šerdimi gali tapti neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė. Šie tikslai labai skiriasi nuo daugumos kitų žvaigždžių, kurios savo gyvenimą baigia kaip karštesnės baltos nykštukinės žvaigždės.