Existen algunas diferencias clave entre la evolución masiva de estrellas y la evolución de estrellas de baja masa. Pero las diferencias en el momento del nacimiento no son muy dramáticas, excepto que las tasas (de colapso de gas, de liberación de energía, etc.) son más altas para las estrellas masivas. Esto se debe a que tanto las estrellas de alta masa como las de baja masa se forman a partir del mismo tipo de entorno. La cantidad de masa que tendrá cuando ingrese a la secuencia principal se rige por fluctuaciones de densidad aleatorias en la nube de gas donde se forma. En cuanto a las tasas mencionadas en la pregunta, son consecuencias obvias de tener una mayor masa. Una masa más alta significa una mayor gravitación, lo que significa una mayor tasa de colapso, una mayor tasa de acreción y una mayor tasa de liberación de energía, lo que a su vez significa una mayor tasa de tasas de salida (las salidas ocurren cuando la gravedad es insuficiente para equilibrar la presión total de gas y radiación en la superficie).
Las diferencias se manifiestan a medida que avanza hacia la secuencia principal y la fusión nuclear se hace cargo como la fuente de energía (en contraste con la liberación de energía gravitacional en la fase de la estrella). Uno es el modo de transporte de energía. 
Las estrellas de muy baja masa son completamente convectivas. Las estrellas de masa media (como el sol) son radiantes en el núcleo y convectivas en el exterior. Para las estrellas masivas, es al revés.
Otro es la abundancia de átomos e iones en la superficie, que gobiernan el tipo espectral de la estrella.
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A medida que las estrellas envejecen, las diferencias se vuelven más prominentes. Cuando la estrella agota el hidrógeno en su núcleo, su núcleo se colapsa y las capas externas se expanden dando como resultado gigantes rojos (para estrellas de baja masa) o supergigantes rojos (para estrellas de alta masa). Ver las imagenes. 
Advertencia: el hierro no se fusiona en el núcleo. La imagen está mal en esto.
Puedes ver que en la supergigante, hay más capas ardiendo. Esto se debe a que su envoltura externa es lo suficientemente masiva como para proporcionar suficiente presión para soportar la fusión hasta el silicio. Además, el hierro no se fusiona como lo hacen los otros elementos porque es el elemento más estable, al contrario de lo que parece implicar la imagen . En cambio, forma otros elementos por captura de neutrones.
Las cosas se ponen más interesantes a medida que las estrellas se acercan a su momento de la muerte. Esto sucede cuando se agota todo el combustible que pueden quemar en su núcleo. Para las estrellas de baja masa, el máximo al que pueden llegar es C u O o Si, o en casos de muy baja masa, He. Estos (incluido el sol) mueren en silencio al deshacerse de su envoltura exterior como una nebulosa planetaria y forman enanas blancas. Las estrellas más masivas se someten a explosiones de supernovas causadas por inestabilidades en su núcleo (el núcleo se calienta y se vuelve tan denso que Fe comienza a desintegrarse en He y / o ocurre la producción de pares). Las capas externas de la estrella son arrastradas por la explosión y lo que queda es un objeto compacto: una enana blanca si la masa restante es inferior al límite de Chandrasekhar, una estrella de neutrones si la masa restante es inferior a ~ 8 masa solar o agujero negro de lo contrario.
