Lielas masas zvaigžņu masa ir vairākas reizes lielāka nekā saules. Šīs zvaigznes Visumā ir mazāk, jo gāzes mākoņi mēdz kondensēties daudzās mazākās zvaigznēs. Turklāt viņu mūža ilgums ir mazāks nekā zemas masas zvaigznēm. Neskatoties uz samazināto skaitu, šīm zvaigznēm joprojām ir dažas ļoti atšķirīgas un pamanāmas īpašības.
Visu zvaigžņu pamatā ir kodolsintēze. Zvaigzne lielāko savas dzīves daļu pavada fāzē, kas pazīstama kā galvenā secība, kurā tās ūdeņraža atomus sapludina hēlijā. Lielas masas zvaigznei šajā procesā būs jādedzina vairāk ūdeņraža. Šajā procesā izdalītā enerģija uzturēs augstāku temperatūru, un zvaigzne savukārt sadedzinās vairāk ūdeņraža nekā zema masas zvaigzne. Tādējādi lielas masas zvaigznes savu enerģiju izdedzina ātrāk nekā mazas masas zvaigznes. Zvaigzne, kuras masa ir desmit reižu lielāka nekā saulē, var dzīvot 20 miljonu gadu garumā zemas masas zvaigznēm, piemēram, sarkanajām punduru zvaigznēm, dzīves ilgums var būt lielāks par pašreizējo Visums.
Zvaigznes tiek iedalītas dažādās klasēs pēc to spektrālajām īpašībām. Galvenās spektrālās klases temperatūras pazemināšanās secībā ir O, B, A, F, G, K un M. Šīs klases atbilst arī zvaigžņu masai, O masas zvaigznes ir vismasīvākās. Saule ir G klases zvaigzne. M klases zvaigžņu masa ir aptuveni 10 procenti no saules, un virsmas temperatūra ir no 2500 līdz 3900 K. Turpretī O klases zvaigžņu masa var būt 60 reizes lielāka nekā saulē, un virsmas temperatūra var svārstīties no 30 000 līdz 50 000 K. Spektrālā B klase ietver zvaigznes, kuru masa ir aptuveni divas vai trīs reizes lielāka par saules masu līdz aptuveni 18 reizes lielāka par saules masu. B klases zvaigžņu temperatūra svārstās no 11 000 līdz 30 000 K. Spektrālajās A un F klasēs ietilpst zvaigznes, kas ir tikai nedaudz masīvākas par sauli.
Zvaigznes, kas ir vismaz 1,3 reizes masīvākas par sauli, var izārstēt cita veida saplūšanu, nekā tas redzams lielākajā daļā citu zvaigžņu. Mazāk masīvām zvaigznēm galvenā secīgā dzīves laikā notiek ūdeņraža saplūšana un hēlija saplūšana turpmākajā dzīvē. Masīvākas zvaigznes var radīt hēliju gan ūdeņraža saplūšanas, gan oglekļa-slāpekļa-skābekļa procesā. Tas ļauj šīm zvaigznēm turpināt degt arī pēc tam, kad viss ūdeņradis un hēlijs ir iztērēti. Savukārt šīs lielas masas zvaigznes savā turpmākajā dzīvē var sapludināt arvien lielākus elementus.
Augstas masas zvaigznes dzīves beigās tās kodolu veido dzelzs. Šis dzelzs ir stabils, un tam netiks veikta kausēšana. Galu galā dzelzs kodols sabrūk gravitācijas dēļ, un zvaigzne var eksplodēt kā supernova. Atkarībā no zvaigznes masas, zvaigznes kodols var kļūt par neitronu zvaigzni vai melno caurumu. Šie galapunkti ļoti atšķiras no vairākuma citu zvaigžņu, kas savu dzīvi beidz kā karstākas baltas punduru zvaigznes.