Stelele cu masă mare au o masă de câteva ori mai mare decât cea a soarelui. Aceste stele sunt mai puțin numeroase în univers, deoarece norii de gaz tind să se condenseze în multe stele mai mici. Mai mult, au o durată de viață mai scurtă decât stelele cu masă mică. În ciuda numărului lor redus, aceste stele au încă câteva caracteristici foarte distincte și vizibile.
Toate stelele sunt alimentate de fuziunea nucleară la baza lor. O stea își petrece cea mai mare parte a vieții într-o fază cunoscută sub numele de secvența principală, în care fuzionează atomii de hidrogen în heliu. O stea cu masă mare va avea mai mult hidrogen de ars în acest proces. Energia eliberată prin acest proces va menține temperaturi mai ridicate, iar steaua va, la rândul său, arde mai mult hidrogen decât o stea cu masă mică. Prin urmare, stelele cu masă mare își ard energia mai repede decât stelele cu masă mică. O stea cu o masă de zece ori mai mare decât cea a soarelui poate trăi pe secvența principală de 20 de milioane de ani, în timp ce stelele cu masă mică, cum ar fi stelele pitice roșii, pot avea o durată de viață a secvenței principale mai mare decât vârsta actuală a univers.
Stelele sunt împărțite în clase diferite în funcție de caracteristicile lor spectrale. Principalele clase spectrale, în ordinea scăderii temperaturii, sunt O, B, A, F, G, K și M. Aceste clase corespund, de asemenea, cu masa stelelor, stelele din clasa O fiind cele mai masive. Soarele este o stea din clasa G. Stelele din clasa M au o masă de aproximativ 10% din soare și au o temperatură a suprafeței cuprinsă între 2.500 și 3.900 K. În schimb, stelele din clasa O pot avea o masă de 60 de ori mai mare decât a soarelui și au temperaturi de la suprafață cuprinse între 30.000 și 50.000 K. Clasa spectrală B include stele cu mase de aproximativ două sau trei ori mai mari decât soarele până la aproximativ 18 ori mai mari decât soarele. Temperatura stelelor din clasa B variază de la 11.000 la 30.000 K. Clasele spectrale A și F includ stele care sunt doar puțin mai masive decât soarele.
Stelele care sunt de cel puțin 1,3 ori mai mari decât soarele pot suferi un alt tip de fuziune decât cel observat în majoritatea celorlalte stele. Stelele mai puțin masive suferă fuziunea hidrogenului în timpul secvenței principale și fuziunea heliului în viața lor ulterioară. Stelele mai masive pot crea heliu atât prin fuziunea hidrogenului, cât și prin procesul de carbon-azot-oxigen. Acest lucru permite acestor stele să continue să ardă chiar și după ce s-a consumat tot hidrogenul și heliul. La rândul lor, aceste stele cu masă mare pot contopi elemente din ce în ce mai mari în viața lor ulterioară.
La sfârșitul vieții unei stele cu masă mare, nucleul său este format din fier. Acest fier este stabil și nu va fi supus fuziunii. În cele din urmă, miezul de fier se prăbușește din cauza gravitației, iar steaua poate exploda ca o supernovă. În funcție de masa stelei, miezul stelei poate deveni o stea cu neutroni sau o gaură neagră. Aceste puncte finale sunt foarte diferite de majoritatea altor stele, care își încheie viața ca stele pitice albe mai fierbinți.