Stora högmassa har en massa flera gånger solens. Dessa stjärnor är mindre många i universum eftersom gasmoln tenderar att kondensera till många mindre stjärnor. Dessutom har de kortare livslängd än stjärnor med låg massa. Trots deras minskade antal har dessa stjärnor fortfarande några mycket utmärkande och märkbara egenskaper.
Short Main Sequence Lifespan

Alla stjärnor drivs av kärnfusion i deras kärna. En stjärna tillbringar större delen av sitt liv i en fas som kallas huvudsekvensen, där dess smälter väteatomer till helium. En stjärna med hög massa kommer att ha mer väte att bränna i denna process. Energin som frigörs genom denna process kommer att upprätthålla högre temperaturer och stjärnan kommer i sin tur att bränna mer väte än en lågmassastjärna. Därför brinner högmassastjärnor ut sin energi snabbare än stjärnor med låg massa. En stjärna med en massa som är tio gånger så mycket som solen kan leva i huvudsekvensen på 20 miljoner år, medan stjärnor med låg massa, såsom röda dvärgstjärnor, kan ha livslängder i huvudsekvensen större än universumets nuvarande ålder.
Spektralklass och temperatur

Stjärnor är indelade i olika klasser beroende på deras spektrala egenskaper. De huvudsakliga spektralklasserna, i ordning av sänkande temperatur, är O, B, A, F, G, K och M. Dessa klasser motsvarar också massan av stjärnor, där O-klass stjärnor är de mest massiva. Solen är en G-klass stjärna. M-klass stjärnor har en massa av ungefär 10 procent av solens och har en yttemperatur mellan 2500 och 3 900 K. Däremot kan O-klass stjärnor ha en massa som är 60 gånger större än solens och har yttemperaturer från 30 000 till 50 000 K. Spektralklass B inkluderar stjärnor med massor runt två eller tre gånger solens massa till cirka 18 gånger solens massa. Temperaturen för stjärnor i B-klass varierar från 11 000 till 30 000 K. Spektralklasserna A och F inkluderar stjärnor som bara är lite mer massiva än solen.
Carbon-Nitrogen-Oxygen Fusion