Звезде велике масе имају масу неколико пута већу од масе сунца. Ове звезде су мање бројне у свемиру, јер се облаци гаса теже кондензовати у многе мање звезде. Даље, они имају краћи животни век од звезда мале масе. Упркос смањеном броју, ове звезде и даље имају неке врло препознатљиве и уочљиве карактеристике.
Све звезде у свом језгру покреће се нуклеарном фузијом. Звезда проводи већи део свог живота у фази познатој као главна секвенца, у којој њени атоми водоника стапају у хелијум. У овом процесу звезда велике масе имаће више водоника за сагоревање. Енергија која се ослобађа овим процесом одржаваће више температуре и звезда ће заузврат сагорети више водоника него звезда мале масе. Отуда звезде велике масе брже сагоревају своју енергију од звезда мале масе. Звезда са масом десет пута већом од сунчеве може да живи у главном низу од 20 милиона година, док Звезде мале масе, попут црвених патуљастих звезда, могу имати животни век главног низа већи од тренутне старости универзум.
Звезде су подељене у различите класе према својим спектралним карактеристикама. Главне спектралне класе, по реду смањења температуре, су О, Б, А, Ф, Г, К и М. Ове класе такође одговарају маси звезда, при чему су звезде класе О најмасовније. Сунце је звезда класе Г. Звезде М класе имају масу од око 10 процената сунчеве и површинску температуру између 2.500 и 3.900 К. Супротно томе, звезде класе О могу имати масу 60 пута већу од сунчеве и површинске температуре у распону од 30.000 до 50.000 К. Спектрална класа Б укључује звезде са масама око два или три пута веће од масе сунца до око 18 пута веће од масе сунца. Температура звезда класе Б креће се од 11.000 до 30.000 К. Спектралне класе А и Ф укључују звезде које су само мало масивније од сунца.
Звезде које су најмање 1,3 пута масивније од сунца могу се подвргнути различитом типу фузије од оног који се види код већине других звезда. Мање масивне звезде се подвргавају фузији водоника током свог живота у главном низу и фузији хелијума у каснијем животу. Масивне звезде могу створити хелијум како фузијом водоника, тако и процесом угљеник-азот-кисеоник. То омогућава овим звездама да наставе да горе чак и након што се потроши сав водоник и хелијум. Заузврат, ове звезде велике масе могу у свом каснијем животу спојити све веће елементе.
На крају живота звезде велике масе, њено језгро чини гвожђе. Ово гвожђе је стабилно и неће се подвргавати фузији. На крају, гвоздено језгро пропада услед гравитације, а звезда може експлодирати као супернова. У зависности од масе звезде, језгро звезде може постати неутронска звезда или црна рупа. Ове крајње тачке се веома разликују од већине других звезда, које свој живот завршавају као врелије беле патуљасте звезде.