Звезды с большой массой имеют массу в несколько раз больше массы Солнца. Этих звезд меньше во Вселенной, потому что газовые облака имеют тенденцию конденсироваться во множество более мелких звезд. Кроме того, у них более короткая продолжительность жизни, чем у маломассивных звезд. Несмотря на их уменьшенное количество, эти звезды все еще имеют некоторые очень отличительные и заметные характеристики.
В основе всех звезд лежит ядерный синтез. Звезда проводит большую часть своей жизни в фазе, известной как главная последовательность, в которой она плавит атомы водорода в гелий. В этом процессе звезда с большой массой будет сжигать больше водорода. Энергия, выделяемая в этом процессе, будет поддерживать более высокие температуры, а звезда, в свою очередь, будет сжигать больше водорода, чем звезда с малой массой. Следовательно, звезды большой массы сжигают свою энергию быстрее, чем звезды малой массы. Звезда с массой в десять раз больше солнечной может прожить на главной последовательности 20 миллионов лет, тогда как звезды с малой массой, такие как красные карлики, могут иметь продолжительность жизни на главной последовательности больше, чем нынешний возраст звезды. Вселенная.
Звезды делятся на разные классы в зависимости от их спектральных характеристик. Основными спектральными классами в порядке убывания температуры являются O, B, A, F, G, K и M. Эти классы также соответствуют массе звезд, причем звезды класса O являются самыми массивными. Солнце - звезда G-класса. Звезды класса M имеют массу примерно 10 процентов от массы Солнца и имеют температуру поверхности от 2500 до 3900 К. Напротив, звезды класса O могут иметь массу в 60 раз больше, чем у Солнца, и иметь температуру поверхности от 30 000 до 50 000 К. Спектральный класс B включает звезды с массой примерно в два или три раза больше массы Солнца и примерно в 18 раз больше массы Солнца. Температура звезд класса B колеблется от 11 000 до 30 000 К. Спектральные классы A и F включают звезды, которые лишь немного массивнее Солнца.
Звезды, которые по крайней мере в 1,3 раза массивнее Солнца, могут подвергаться другому типу слияния, чем у большинства других звезд. Менее массивные звезды подвергаются слиянию с водородом в течение своей жизни на главной последовательности и слиянию с гелием на более поздних этапах жизни. Более массивные звезды могут создавать гелий как за счет синтеза водорода, так и за счет процесса углерод-азот-кислород. Это позволяет этим звездам продолжать гореть даже после того, как весь водород и гелий израсходованы. В свою очередь, эти звезды большой массы могут сливать все более крупные элементы в более позднем возрасте.
В конце жизни крупной звезды ее ядро состоит из железа. Это железо стабильно и не подвергается плавлению. В конце концов, железное ядро разрушается под действием силы тяжести, и звезда может взорваться как сверхновая. В зависимости от массы звезды ядро звезды может стать нейтронной звездой или черной дырой. Эти конечные точки сильно отличаются от большинства других звезд, которые заканчивают свою жизнь более горячими белыми карликами.