Le stelle ad alta massa hanno una massa diverse volte quella del sole. Queste stelle sono meno numerose nell'universo perché le nuvole di gas tendono a condensarsi in molte stelle più piccole. Inoltre, hanno una durata di vita più breve rispetto alle stelle a bassa massa. Nonostante il loro numero ridotto, queste stelle hanno ancora alcune caratteristiche distintive e notevoli.
Durata della vita della sequenza principale breve

Tutte le stelle sono alimentate dalla fusione nucleare nel loro nucleo. Una stella trascorre gran parte della sua vita in una fase nota come sequenza principale, in cui i suoi atomi di idrogeno si fondono in elio. Una stella di massa elevata avrà più idrogeno da bruciare in questo processo. L'energia rilasciata da questo processo manterrà temperature più elevate e la stella, a sua volta, brucerà più idrogeno di una stella a bassa massa. Quindi, le stelle di massa elevata bruciano la loro energia più rapidamente delle stelle di massa bassa. Una stella con una massa dieci volte superiore a quella del sole può vivere sulla sequenza principale di 20 milioni di anni, mentre le stelle a bassa massa, come le stelle nane rosse, possono avere una durata della sequenza principale maggiore dell'età attuale dell'universo.
Classe spettrale e temperatura

Le stelle sono divise in diverse classi in base alle loro caratteristiche spettrali. Le principali classi spettrali, in ordine decrescente di temperatura, sono O, B, A, F, G, K e M. Queste classi corrispondono anche alla massa di stelle, con le stelle di classe O che sono le più massicce. Il sole è una stella di classe G. Le stelle di classe M hanno una massa di circa il 10 percento di quelle del sole e hanno una temperatura superficiale tra i 2.500 e i 3.900 K. Al contrario, le stelle di classe O possono avere una massa 60 volte maggiore di quella del sole e temperature di superficie comprese tra 30.000 e 50.000 K. La classe spettrale B comprende stelle con masse circa due o tre volte la massa del sole a circa 18 volte la massa del sole. La temperatura delle stelle di classe B varia da 11.000 a 30.000 K. Le classi spettrali A e F includono stelle che sono solo leggermente più massicce del sole.
Fusione carbonio-azoto-ossigeno

Stelle che sono a almeno 1,3 volte più massiccio del sole può subire un diverso tipo di fusione rispetto a quello visto nella maggior parte delle altre stelle. Le stelle meno massicce subiscono la fusione dell'idrogeno durante la loro vita principale in sequenza e la fusione dell'elio nella loro vita successiva. Le stelle più massicce possono creare elio attraverso la fusione dell'idrogeno e il processo carbonio-azoto-ossigeno. Ciò consente a queste stelle di continuare a bruciare anche dopo che tutto l'idrogeno e l'elio sono stati esauriti. A loro volta, queste stelle di massa elevata possono fondere elementi sempre più grandi nella loro vita futura.
Supernova

Alla fine della vita di una stella di massa elevata, il suo nucleo è costituito da ferro. Questo ferro è stabile e non subirà fusione. Alla fine, il nucleo di ferro collassa a causa della gravità e la stella può esplodere come una supernova. A seconda della massa della stella, il nucleo della stella può diventare una stella di neutroni o un buco nero. Questi endpoint sono molto diversi dalla maggior parte delle altre stelle, che terminano la loro vita come stelle nane bianche più calde.