Højmassestjerner har en masse flere gange solens. Disse stjerner er mindre talrige i universet, fordi skyer af gas har tendens til at kondensere til mange mindre stjerner. Desuden har de kortere levetid end stjerner med lav masse. På trods af deres reducerede antal har disse stjerner stadig nogle meget særprægede og mærkbare egenskaber.
Alle stjerner er drevet af kernefusion i deres kerne. En stjerne tilbringer det meste af sit liv i en fase kendt som hovedsekvensen, hvor dens fusionerer hydrogenatomer til helium. En stjerne med høj masse vil have mere brint at brænde i denne proces. Den energi, der frigøres ved denne proces, opretholder højere temperaturer, og stjernen vil igen forbrænde mere brint end en stjerne med lav masse. Derfor brænder stjerner med høj masse hurtigere deres energi ud end stjerner med lav masse. En stjerne med en masse, der er ti gange solens, kan leve i hovedsekvensen på 20 millioner år, hvorimod stjerner med lav masse, såsom røde dværgstjerner, kan have livsspænd i hovedsekvensen større end den nuværende alder af univers.
Stjerner er opdelt i forskellige klasser efter deres spektrale egenskaber. De vigtigste spektralklasser er i rækkefølge efter faldende temperatur O, B, A, F, G, K og M. Disse klasser svarer også til massen af stjerner, hvor O-klasse stjerner er den mest massive. Solen er en G-klasse stjerne. M-klasse stjerner har en masse på cirka 10 procent af solens og har en overfladetemperatur mellem 2.500 og 3.900 K. I modsætning hertil kan O-klasse stjerner have en masse 60 gange større end solens og have overfladetemperaturer fra 30.000 til 50.000 K. Spektralklasse B inkluderer stjerner med masser omkring to eller tre gange solens masse til omkring 18 gange solens masse. Temperaturen på stjerner i B-klasse varierer fra 11.000 til 30.000 K. Spektralklasser A og F inkluderer stjerner, der kun er lidt mere massive end solen.
Stjerner, der er mindst 1,3 gange så massive som solen, kan gennemgå en anden type fusion end den, der ses i de fleste andre stjerner. Mindre massive stjerner gennemgår brintfusion under deres hovedsekvensliv og heliumfusion i deres senere liv. Mere massive stjerner kan skabe helium gennem både brintfusion og kulstof-nitrogen-ilt-processen. Dette gør det muligt for disse stjerner at fortsætte med at brænde, selv efter at alt brint og helium er brugt op. Til gengæld kan disse højmassestjerner smelte stadig større elementer i deres senere liv.
I slutningen af en masses stjernes liv består dens kerne af jern. Dette jern er stabilt og vil ikke gennemgå fusion. Til sidst kollapser jernkernen på grund af tyngdekraften, og stjernen kan eksplodere som en supernova. Afhængigt af stjernens masse kan stjernens kerne blive en neutronstjerne eller et sort hul. Disse slutpunkter er meget forskellige fra et flertal af andre stjerner, som ender deres liv som varmere hvide dværgstjerner.
