Najsjajniji poznati kvazari konzumiraju 1000 sunčevih masa materijala svake godine.

Hubbleova snimka podsjeća na Van Goghovu ' Zvjezdana noć ', i pokazuje što se može dogoditi zvijezdama koje imaju mase u rasponu od pola do osam Sunčevih masa.

Ako je masa kolapsirajuće zvijezde veća od 1.44 sunčevih masa, gravitacija prevlada kvantne sile i zvijezda doživi daljini kolaps, te postane neutronska zvijezda, milijun puta veće gustoće od bijelog patuljka, održana kvantnim silama između neutrona.

Prema nekim proračunima, u udaljenostima od središta naše galaktike većim od 20 kpc, sadržana je ukupna masa od oko 10 12 Sunčevih masa, što za red veličine premašuje masu unutar Sunčeve staze.

Ukupan broj zvijezda u Plejadama je procijenjen na 500, a masa skupa na 800 sunčevih masa.

Činjenica da zvjezdane mase u dvostrukim sustavima zvijezda ne poprimaju ekstremne vrijednosti, (općeniti je raspon zvjezdanih masa od 0,1 do 20 Sunčevih masa), omogućuje procjenu udaljenosti dvostrukih sustava zvijezda, za koje nije moguće izmjeriti zvjezdane paralakse.

Radi se o naddivu čija se masa procjenjuje na 20 30 Sunčevih masa.

Podaci ukazuju da je masa veća od 5 Sunčevih masa pa je razumna pretpostavka da se radi o crnoj jami.

Masivnije zvijezde (s masom većom od osam Sunčevih masa) nastavljaju u svojim jezgrama fuziju u teže elemente, sve do željeza.  eljezo je krajnji produkt fuzije, pa daljnje stezanje jezgre dovdi do potpunog kolapsa i eksplozije koja se naziva supernova, pri čemu se skoro cjelokupna materija zvijezde razleti u međuzvjezani prostor.

Jedan od najpoznatijih takvih sustava je Cygnus X 1. Procjenjuje se da je masa nevidljivog pratioca veća od pet Sunčevih masa.

Ono je dijametra oko 30 Mpc i ima masu oko 10 15 Sunčevih masa.

Kao potencijalni izvor opaža se divovska plava zvijezda mase 30 Sunčevih masa, koju neki tajanstveni objekt velike gravitacije prisiljava da kruži oko njega.

Za usporedbu, Sagittarius A, crna rupa u središtu naše Mliječne staze, teška je 4,1 miljuna sunčevih masa.

Završna faza u evoluciji zvijezda manjih od osam Sunčevih masa kojima je masa ispod Chandrasekarove granice.

Mase spiralnih galaktika obično su u rasponu od 10 9 do 10 11 Sunčevih masa, dok im je dijametar pretežno od 10 kpc do 30 kpc.

Maksimalna masa koju može imati bijeli patuljak je 1.44 Sunčevih masa. (To je tzv. Chandrasekharova granica.) Teže zvijezde ne mogu postati bijeli patuljci već kolapsiraju pod djelovanjem gravitacije u još gušća stanja: neutronske zvijezde i crne rupe.

Procjenjuje se da bi ona mogla imati masu od nekoliko desetaka milijuna Sunčevih masa

Iz gravitacijske sile potrebne da održi HDE 226868 u orbiti, moguće je odrediti masu prateće zvijezde - ona iznosi 10 Sunčevih masa.

Svaka od tih podgrupa centrirana je na galaksijama M87, M86 i M49. Dominantna podgrupa je ona od M87, s oko 10 10 14 sunčevih masa, što je za jedan red veličine više od ostalih podgrupa.

Sustav X - 1 Cygni je dvojni sustav: jedna komponenta je plavi superdiv od oko 30 Sunčevih masa, a druga se ne može diraktno promatrati, ali je jak izvor rengenskog zračenja.

Druga komponenta bi trebala imati masu oko 7 Sunčevih masa.

Ako zvijezda ima masu veću od 10 sunčevih masa, vrlo je vjerojatno da će životni vijek završiti spektakularnom eksplozijom za vrijeme koje može dostići sjaj kao milijarde zvijezda zajedno.

To je zvijezda čija se masa procjenjuje na 30 Sunčevih masa.

Naime, dok se jezgre nekih supranova mogu stabilizirati u obliku neutronskih zvijezda, za neutronske zvijezde čija masa prelazi granicu od 2.5 Sunčevih masa to više nije moguće.