Hvězdy s vysokou hmotností mají hmotu několikrát větší než slunce. Tyto hvězdy jsou ve vesmíru méně početné, protože mraky plynu mají tendenci kondenzovat na mnoho menších hvězd. Kromě toho mají kratší životnost než hvězdy s nízkou hmotností. I přes jejich snížený počet mají tyto hvězdy stále některé velmi charakteristické a znatelné vlastnosti.
Všechny hvězdy jsou poháněny jadernou fúzí v jejich jádru. Hvězda tráví většinu svého života ve fázi známé jako hlavní sekvence, ve které spojuje atomy vodíku do helia. Hvězda o vysoké hmotnosti bude mít v tomto procesu více vodíku, aby hořela. Energie uvolněná tímto procesem bude udržovat vyšší teploty a hvězda zase spálí více vodíku než hvězda s nízkou hmotností. Hvězdy s vysokou hmotností proto spalují energii rychleji než hvězdy s nízkou hmotností. Hvězda s hmotností desetkrát větší než slunce může žít v hlavní posloupnosti 20 milionů let, zatímco hvězdy s nízkou hmotností, jako jsou červené trpasličí hvězdy, mohou mít délku života hlavní sekvence větší než aktuální věk vesmír.
Hvězdy jsou rozděleny do různých tříd podle jejich spektrálních charakteristik. Hlavní spektrální třídy, v pořadí podle klesající teploty, jsou O, B, A, F, G, K a M. Tyto třídy také odpovídají hmotnosti hvězd, přičemž hvězdy třídy O jsou nejhmotnější. Slunce je hvězdou třídy G. Hvězdy třídy M mají hmotnost zhruba 10 procent slunce a mají povrchovou teplotu mezi 2 500 až 3 900 K. Naproti tomu hvězdy třídy O mohou mít hmotu 60krát větší než slunce a mohou mít povrchové teploty v rozmezí 30 000 až 50 000 K. Spektrální třída B zahrnuje hvězdy s hmotností přibližně dvakrát nebo třikrát větší než hmotnost slunce až přibližně 18krát větší než hmotnost slunce. Teplota hvězd třídy B se pohybuje od 11 000 do 30 000 K. Spektrální třídy A a F zahrnují hvězdy, které jsou jen o něco hmotnější než slunce.
Hvězdy, které jsou nejméně 1,3krát hmotnější než slunce, mohou podstoupit jiný typ fúze, než jaký je vidět u většiny ostatních hvězd. Méně hmotné hvězdy podstupují fúzi vodíku během svého života hlavní sekvence a fúzi helia v pozdějším životě. Více hmotných hvězd může vytvářet helium jak fúzí vodíku, tak procesem uhlík-dusík-kyslík. To umožňuje těmto hvězdám pokračovat v hoření i po vyčerpání veškerého vodíku a helia. Tyto hvězdy o vysoké hmotnosti zase mohou v pozdějším životě spojit stále větší prvky.
Na konci života hvězdy s vysokou hmotností je její jádro tvořeno železem. Toto železo je stabilní a nepodléhá fúzi. Nakonec se železné jádro zhroutí v důsledku gravitace a hvězda může explodovat jako supernova. V závislosti na hmotnosti hvězdy se jádrem hvězdy může stát neutronová hvězda nebo černá díra. Tyto koncové body se velmi liší od většiny jiných hvězd, které končí svůj život jako žhavější bílé trpasličí hvězdy.