Gwiazdy o dużej masie mają masę kilka razy większą od masy Słońca. Gwiazdy te są mniej liczne we wszechświecie, ponieważ obłoki gazu mają tendencję do kondensacji w wiele mniejszych gwiazd. Ponadto mają krótszą żywotność niż gwiazdy o małej masie. Pomimo zmniejszonej liczby, gwiazdy te nadal mają pewne bardzo wyróżniające i zauważalne cechy.
Wszystkie gwiazdy są w swoim jądrze zasilane przez fuzję jądrową. Gwiazda spędza większość swojego życia w fazie znanej jako główna sekwencja, w której łączy atomy wodoru w hel. Gwiazda o dużej masie będzie miała w tym procesie więcej wodoru do spalenia. Energia uwolniona w tym procesie będzie utrzymywała wyższe temperatury, a gwiazda z kolei będzie spalać więcej wodoru niż gwiazda o małej masie. Stąd gwiazdy o dużej masie spalają swoją energię szybciej niż gwiazdy o małej masie. Gwiazda o masie dziesięciokrotnie większej od masy Słońca może żyć w ciągu głównym 20 milionów lat, podczas gdy gwiazdy o małej masie, takie jak czerwone karły, mogą mieć długość życia ciągu głównego większą niż obecny wiek wszechświat.
Gwiazdy są podzielone na różne klasy zgodnie z ich charakterystyką spektralną. Główne klasy widmowe, w kolejności malejącej temperatury, to O, B, A, F, G, K i M. Klasy te odpowiadają również masie gwiazd, przy czym gwiazdy klasy O są najbardziej masywne. Słońce jest gwiazdą klasy G. Gwiazdy klasy M mają masę około 10% masy Słońca i temperaturę powierzchni od 2500 do 3900 K. Z kolei gwiazdy klasy O mogą mieć masę 60 razy większą niż Słońce, a temperatury powierzchni wahają się od 30 000 do 50 000 K. Klasa spektralna B obejmuje gwiazdy o masach od 2 do 3 mas Słońca do ok. 18 mas Słońca. Temperatura gwiazd klasy B waha się od 11 000 do 30 000 K. Klasy widmowe A i F obejmują gwiazdy, które są tylko nieznacznie masywniejsze od Słońca.
Gwiazdy, które są co najmniej 1,3 razy masywniejsze od Słońca, mogą przechodzić inny rodzaj fuzji niż większość innych gwiazd. Mniej masywne gwiazdy przechodzą fuzję wodoru podczas życia sekwencji głównej, a fuzję helu w późniejszym życiu. Masywniejsze gwiazdy mogą wytwarzać hel zarówno poprzez fuzję wodorową, jak i proces węgiel-azot-tlen. Pozwala to tym gwiazdom na dalsze spalanie, nawet po zużyciu całego wodoru i helu. Z kolei te gwiazdy o dużej masie mogą w późniejszym życiu łączyć coraz większe pierwiastki.
Pod koniec życia gwiazdy o dużej masie jej rdzeń składa się z żelaza. To żelazo jest stabilne i nie ulegnie stopieniu. W końcu żelazne jądro zapada się pod wpływem grawitacji, a gwiazda może eksplodować jako supernowa. W zależności od masy gwiazdy rdzeń gwiazdy może stać się gwiazdą neutronową lub czarną dziurą. Te punkty końcowe bardzo różnią się od większości innych gwiazd, które kończą swoje życie jako gorętsze białe karły.