Ha a csillag kezdeti tömege nagyobb, mint 8 naptömeg, akkor fejlődése lényegesen eltér kistömegű (lásd a Kistömegű csillagokfejlődése címűfejezetet) társaiétól. A nagytömegű csillagokpazarlóbbanbánnak "üzemanyagukkal". Egy a Napnál 15-ször nagyobb csillag 10000-szer fényesebb, s benne az anyagátalakulás 670-szer gyorsabb. Tehát azonos mennyiségű hidrogént 1/670-ed idő alatt fogyaszt el. Ezért a nagytömegű csillagok élettartama jóval rövidebb, mint a kisebbeké. Ez még akkor is igaz, ha figyelembe vesszük, hogy a csillag élete nem ér véget hidrogénje elfogyásakor, ugyanis az ezt követő fejlődési szakaszok jóval rövidebbek, mint a hidrogénégésé volt.
A mag zsugorodása miattmegnövekedetthőmérsékleten már ahéliumagokis fuzionálnak szénmagokat létrehozva.
A csillag magjában zajló hidrogén-hélium átalakulás nem csak app-ciklusban, hanem aCNO-ciklusbanis folyik. A nagy tömeg miatt a csillag magját saját gravitációs ereje jobban összenyomja, mint a kisebb tömegű csillagokét, így a centrális hőmérséklet is sokkal nagyobb. Ezen a hőmérsékleten már aCNO-ciklusdominál, hiszen annak a másodpercenként termelt energiája jóval nagyobb, mint app-ciklusé. (Bár mind két reakció során héliummag keletkezik két hidrogénmagból, így aCNO-ciklusbanfelszabadult energia lényegében ugyanakkora, de másodpercenként több reakció történik.) Mivel a hidrogénfogyás jóval gyorsabb, érthető, hogy a csillag hamarabb elhasználja hidrogénkészletét.
A kellően magas hőmérsékleten már a szénmagok isrésztvesznekafuziósreakciókban. A szénmag egy másik szénmaggal, vagy héliummaggal fuzionálhat,magnézim-, illetve oxigénmagokat létrehozva.
Amikor a csillagmagban lecsökken a hidrogén mennyisége, lecsökken aCNO-ciklussebessége is, és a csillag magja újra zsugorodni kezd. Ekkor gravitációs energia szabadul fel, ez a magot körülvevő héjban annyira felmelegíti az anyagot, hogy ott is el kezd fuzionálni a hidrogén. Eközben a külső burok tágulni kezd, s a csillag még a vörös óriásoknál is nagyobbra hízik, szuperóriássá válik. A magas hőmérséklet miatt a csillag magjában az anyag nem válik elfajulttá, mint a kistömegű csillagokéban. Ez azt eredményezi, hogy a centrumban folyamatosan növekszik a hőmérséklet, s a hidrogénfúzióban keletkezett hélium is fuzionál, szénmagok keletkeznek.
A csillagmag hőmérsékletének folyamatos emelkedése miatt a centrális hőmérséklet akár a milliárd fokot is elérheti. Ennek köszönhetően a fúziós folyamatokban a szén is részt vehet. Ettől kezdve egy egész sor új elem keletkezhet. A szénégés során oxigén és neon keletkezik. A neon fúziója újabboxigénmagokmegjelenését eredményezi. A hőmérséklet további emelkedése esetén az oxigén isfúzionál, eredményeként szilícium keletkezik.
A csillag magja felé haladva az egyre nehezebb elemek koncentrációja megnő, és hagymahéjszerű belsőszerkezet alakul ki.
Ha a hőmérséklet elegendően magas, akkor a szilíciummagok fúziója során vasmagok keletkeznek, ám ezzel befejeződik a fúziós reakciósorozat. Ugyanis a vasmagok fúziója már nem mehet végbeenergiabefektetésnélkül. A fent említett reakciók a magot körülvevő héjakban zajlanak. Így az ekkorra már óriásira felfúvódott csillag magjában egészen új elemek jelennek meg a vasig. A csillag belső szerkezete egy hagymáéhoz lesz hasonló. A csillag centrumában vas található, azaztkörülvevő héjakat a szilícium-, oxigén-, neon-, oxigén- és végül szénmagok túlsúlya jellemzi. A hagymahéjszerű szerkezetet egy héliumhéj veszi körül, míg a csillag legkülső burkában a még el nem égett hidrogén lesz. Ellentétben a kistömegű csillagokkal, a nagytömegűek burkában még jelen van a hidrogén, ugyanis a nagytömegű csillagok gravitációja olyan hatalmas, hogy a szuperóriás állapotban nemfúvódikle a burok anyaga.
Az egyre nehezebb elemek fúziós reakciói során azok egyre gyorsabban fogynak el. Míg egy 10 naptömegű csillag magjában a hidrogén 1 millió évig ég, addig a szilíciumégés csupán két napig tart. Az energiatermelés megszűntekor a centrális hőmérséklet csökken, a csillag egésze zsugorodni kezd, s a csillag magjának anyaga elfajult állapotba kerül. A hatalmas tömeg miatt fehér törpe nem tud kialakulni, hiszen a csillag magjának tömege túllépi aChandrasekhar-féletömeghatárt. (S.Chandrasekharindiai csillagász ismerte fel, hogy az elfajult anyagú csillagok maximálisan csak 1.4 naptömegűek lehetnek, ugyanis ha ennél nagyobb a csillag, akkor annak anyaga már nem képes elegendő nyomást létrehozni és összeomlik.) A csillag zsugorodásafelgyorsuls összeomlik. A nagytömegű csillagok összeomlása gyakorlatilag robbanássá válik, amit a csillagászok II típusú szupernóva-robbanásnak neveznek. A robbanásban a csillag gravitációs potenciális energiája másodpercek alatt felszabadul, ekkor fényesebb jelenséget észlelhetünk, mint egy egész galaxis. A nagytömegű csillagok összeomlásuk következtében eltűnnek aHRD-ről, neutroncsillag, vagy akár fekete lyuk is keletkezhet.
A masszív csillag vörös órássá fejlődik, anyagvesztesége ekkor nem jelentős. Végül összeomlik sszupernóva-robbanásjön létre.
A nagytömegű csillag fejlődése aHRD-n. Acaillaga fősorozaton egészen magasan jelenik meg, és igen gyorsan fejlődik, gyakorlatilag nem mozdul el. Ezt követően rövid idő alatt elfejlődik aszuperóriáságra, majd összeomlik (szupernóva-robbanás) és neutroncsillaggá válik.
