As estrelas de alta massa têm uma massa várias vezes maior que a do sol. Essas estrelas são menos numerosas no universo porque as nuvens de gás tendem a condensar-se em muitas estrelas menores. Além disso, eles têm vida útil mais curta do que estrelas de baixa massa. Apesar do número reduzido, essas estrelas ainda têm características muito distintas e perceptíveis.
Vida útil curta da sequência principal
Todas as estrelas são alimentadas por fusão nuclear em seu núcleo. Uma estrela passa a maior parte de sua vida em uma fase conhecida como sequência principal, na qual funde átomos de hidrogênio em hélio. Uma estrela de alta massa terá mais hidrogênio para queimar nesse processo. A energia liberada por esse processo manterá temperaturas mais altas e a estrela, por sua vez, queimará mais hidrogênio do que uma estrela de baixa massa. Portanto, estrelas de alta massa gastam sua energia mais rapidamente que estrelas de baixa massa. Uma estrela com uma massa dez vezes maior que a do Sol pode viver na sequência principal de 20 milhões de anos, enquanto estrelas de baixa massa, como estrelas anãs vermelhas, podem ter uma vida útil da seqüência principal maior que a idade atual do universo. Classe espectral e temperatura
Estrelas são divididas em diferentes classes de acordo com suas características espectrais. As principais classes espectrais, em ordem decrescente de temperatura, são O, B, A, F, G, K e M. Essas classes também correspondem à massa de estrelas, sendo as estrelas da classe O as mais massivas. O sol é uma estrela da classe G. As estrelas da classe M têm uma massa de aproximadamente 10% do sol e têm uma temperatura de superfície entre 2.500 a 3.900 K. Por outro lado, as estrelas da classe O podem ter uma massa 60 vezes maior que a do sol e temperaturas da superfície variando de 30.000 a 50.000 K. A classe espectral B inclui estrelas com massas em torno de duas a três vezes a massa do sol e em torno de 18 vezes a massa do sol. A temperatura das estrelas da classe B varia de 11.000 a 30.000 K. As classes espectrais A e F incluem estrelas que são apenas ligeiramente mais massivas que o sol.
Fusão de carbono-nitrogênio-oxigênio
Estrelas que estão em pelo menos 1,3 vezes mais massivo que o sol pode sofrer um tipo de fusão diferente daquele observado na maioria das outras estrelas. Estrelas menos maciças sofrem fusão de hidrogênio durante sua vida de sequência principal e fusão de hélio em sua vida posterior. Estrelas mais massivas podem criar hélio através da fusão de hidrogênio e do processo carbono-nitrogênio-oxigênio. Isso permite que essas estrelas continuem queimando mesmo depois que todo o hidrogênio e hélio tiverem sido consumidos. Por sua vez, essas estrelas de grande massa podem fundir elementos cada vez maiores em sua vida posterior.
Supernova
No final da vida de uma estrela de alta massa, seu núcleo é constituído por ferro. Este ferro é estável e não sofrerá fusão. Eventualmente, o núcleo de ferro entra em colapso devido à gravidade e a estrela pode explodir como uma supernova. Dependendo da massa da estrela, o núcleo da estrela pode se tornar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Esses pontos finais são muito diferentes da maioria das outras estrelas, que terminam suas vidas como estrelas mais quentes da anã branca.
