As estrelas de grande massa têm uma massa várias vezes maior que a do sol. Essas estrelas são menos numerosas no universo porque as nuvens de gás tendem a se condensar em muitas estrelas menores. Além disso, eles têm expectativa de vida mais curta do que estrelas de baixa massa. Apesar de seu número reduzido, essas estrelas ainda têm algumas características muito distintas e perceptíveis.
Todas as estrelas são alimentadas por fusão nuclear em seu núcleo. Uma estrela passa a maior parte de sua vida em uma fase conhecida como sequência principal, na qual seus átomos de hidrogênio fundem em hélio. Uma estrela de grande massa terá mais hidrogênio para queimar neste processo. A energia liberada por esse processo manterá temperaturas mais altas e a estrela, por sua vez, queimará mais hidrogênio do que uma estrela de baixa massa. Conseqüentemente, estrelas de grande massa queimam sua energia mais rápido do que estrelas de baixa massa. Uma estrela com massa dez vezes maior que a do Sol pode viver na seqüência principal de 20 milhões de anos, enquanto estrelas de baixa massa, como estrelas anãs vermelhas, podem ter expectativa de vida da sequência principal maior do que a idade atual do universo.
As estrelas são divididas em diferentes classes de acordo com suas características espectrais. As principais classes espectrais, em ordem decrescente de temperatura, são O, B, A, F, G, K e M. Essas classes também correspondem à massa das estrelas, sendo as estrelas da classe O as mais massivas. O sol é uma estrela de classe G. As estrelas da classe M têm uma massa de aproximadamente 10 por cento da massa do Sol e uma temperatura de superfície entre 2.500 e 3.900 K. Em contraste, as estrelas da classe O podem ter uma massa 60 vezes maior que a do Sol e temperaturas de superfície variando de 30.000 a 50.000 K. A classe espectral B inclui estrelas com massas em torno de duas ou três vezes a massa do sol a cerca de 18 vezes a massa do sol. A temperatura das estrelas de classe B varia de 11.000 a 30.000 K. As classes espectrais A e F incluem estrelas que são apenas ligeiramente mais massivas que o sol.
Estrelas que têm pelo menos 1,3 vezes a massa do Sol podem sofrer um tipo diferente de fusão do que aquele visto na maioria das outras estrelas. Estrelas menos massivas sofrem fusão de hidrogênio durante sua vida de sequência principal e fusão de hélio em sua vida posterior. Estrelas mais massivas podem criar hélio por meio da fusão de hidrogênio e também do processo carbono-nitrogênio-oxigênio. Isso permite que essas estrelas continuem a queimar mesmo depois que todo o hidrogênio e hélio tenham sido usados. Por sua vez, essas estrelas de grande massa podem fundir elementos cada vez maiores em sua vida posterior.
No final da vida de uma estrela de grande massa, seu núcleo é feito de ferro. Este ferro é estável e não sofrerá fusão. Eventualmente, o núcleo de ferro colapsa devido à gravidade, e a estrela pode explodir como uma supernova. Dependendo da massa da estrela, o núcleo da estrela pode se tornar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Esses pontos finais são muito diferentes da maioria das outras estrelas, que terminam suas vidas como estrelas anãs brancas mais quentes.