Звездите с висока маса имат маса, няколко пъти по-голяма от тази на слънцето. Тези звезди са по-малко на брой във Вселената, защото газовите облаци са склонни да се кондензират в много по-малки звезди. Освен това те имат по-кратък живот, отколкото звездите с ниска маса. Въпреки намаления си брой, тези звезди все още имат някои много отличителни и забележими характеристики.
Всички звезди се захранват от ядрен синтез в основата си. Звездата прекарва по-голямата част от живота си във фаза, известна като основната последователност, в която нейните водородни атоми се сливат в хелий. Звезда с висока маса ще има повече водород, който да изгори в този процес. Енергията, освободена от този процес, ще поддържа по-високи температури и звездата от своя страна ще изгори повече водород, отколкото звезда с ниска маса. Следователно звездите с висока маса изгарят енергията си по-бързо от звездите с ниска маса. Звезда с маса, десет пъти по-голяма от тази на слънцето, може да живее в основната последователност от 20 милиона години, докато звездите с ниска маса, като червените джуджета, могат да имат продължителност на живота в основната последователност по-голяма от текущата възраст на вселена.
Звездите са разделени на различни класове според техните спектрални характеристики. Основните спектрални класове, в низходящ ред, са O, B, A, F, G, K и M. Тези класове също съответстват на масата на звездите, като звездите от О клас са най-масивните. Слънцето е звезда от G класа. Звездите от М клас имат маса около 10% от слънчевата и имат повърхностна температура между 2500 и 3900 К. За разлика от тях, звездите от О-клас могат да имат маса 60 пъти по-голяма от слънчевата и да имат повърхностни температури от 30 000 до 50 000 К. Спектралният клас В включва звезди с маси около два или три пъти масата на слънцето до около 18 пъти масата на слънцето. Температурата на звездите от клас В варира от 11 000 до 30 000 К. Спектралните класове A и F включват звезди, които са само малко по-масивни от слънцето.
Звездите, които са поне 1,3 пъти по-масивни от слънцето, могат да се подложат на различен тип синтез от този, наблюдаван при повечето други звезди. По-малко масивните звезди се подлагат на синтез на водород по време на основната им последователност и на сливане на хелий в следващия им живот. По-масивните звезди могат да създадат хелий както чрез сливане на водород, така и чрез процеса на въглерод-азот-кислород. Това позволява на тези звезди да продължат да изгарят дори след като всички водород и хелий са изразходвани. На свой ред тези звезди с висока маса могат да слеят все по-големи елементи в по-късния си живот.
В края на живота на звезда с голяма маса сърцевината й е изградена от желязо. Това желязо е стабилно и няма да се топи. В крайна сметка желязното ядро се срутва поради гравитацията и звездата може да експлодира като свръхнова. В зависимост от масата на звездата ядрото на звездата може да се превърне в неутронна звезда или черна дупка. Тези крайни точки са много различни от повечето други звезди, които завършват живота си като по-горещи бели джудже звезди.