Gwiazdy masywniejsze od Słońca muszą mieć albo większy promień albo większą temperaturę (w rzeczywistości jest to złożenie obu przypadków, chodzi o ich proporcje). Jasność jest proporcjonalna do drugiej potęgi promienia, ale już do czwartej potęgi temperatury. Dlatego błękitny nadolbrzym (np. Rigel ), w których przypadku wzrost masy rekompensuje wzrost temperatury, są znacznie mniejsze od czerwonych nadolbrzymów (np. Betelgeuse ), w których przypadku większa masa prowadzi do zwiększenia promienia. Dlatego największe gwiazdy we Wszechświecie są czerwone i chłodne.
Jasność wyznacza również maksymalną masę gwiazdy (około ) → jasność Eddingtona.
Z wiekiem gwiazda ciągu głównego gromadzi coraz więcej helu w swoim jądrze, którego większa siła grawitacji wywiera większy nacisk na sąsiadujące warstwy wodoru, zwiększając tempo fuzji jądrowej, w rezultacie zwiększając jasność gwiazdy. Im większa gwiazda, tym więcej helu gromadzi się w jądrze. Siła grawitacji wzrasta, dodatkowo jądro staje się gęstsze i gorętsze, więc wzrost jasności jest jeszcze