उच्च द्रव्यमान वाले तारों का द्रव्यमान सूर्य से कई गुना अधिक होता है। ब्रह्मांड में ये तारे कम संख्या में हैं क्योंकि गैस के बादल कई छोटे सितारों में संघनित होते हैं। इसके अलावा, उनके पास कम द्रव्यमान वाले सितारों की तुलना में कम जीवनकाल होता है। उनकी कम संख्या के बावजूद, इन सितारों में अभी भी कुछ बहुत ही विशिष्ट और ध्यान देने योग्य विशेषताएं हैं।
सभी तारे अपने मूल में परमाणु संलयन द्वारा संचालित होते हैं। एक तारा अपने जीवन का अधिकांश भाग मुख्य अनुक्रम के रूप में ज्ञात एक चरण में व्यतीत करता है, जिसमें उसका हाइड्रोजन परमाणुओं को हीलियम में फ्यूज करता है। इस प्रक्रिया में जलने के लिए एक उच्च द्रव्यमान वाले तारे के पास अधिक हाइड्रोजन होगा। इस प्रक्रिया द्वारा जारी ऊर्जा उच्च तापमान बनाए रखेगी और तारा, बदले में, कम द्रव्यमान वाले तारे की तुलना में अधिक हाइड्रोजन जलाएगा। इसलिए, उच्च द्रव्यमान वाले तारे कम द्रव्यमान वाले तारों की तुलना में अपनी ऊर्जा जल्दी जलाते हैं। सूर्य से दस गुना द्रव्यमान वाला तारा 20 मिलियन वर्षों के मुख्य अनुक्रम पर जीवित रह सकता है, जबकि कम द्रव्यमान वाले तारे, जैसे कि लाल बौने तारे, का मुख्य-अनुक्रम जीवन काल वर्तमान युग से अधिक हो सकता है ब्रम्हांड।
तारों को उनकी वर्णक्रमीय विशेषताओं के अनुसार विभिन्न वर्गों में बांटा गया है। घटते तापमान के क्रम में मुख्य वर्णक्रमीय वर्ग ओ, बी, ए, एफ, जी, के और एम हैं। ये वर्ग सितारों के द्रव्यमान के अनुरूप भी हैं, जिनमें ओ-क्लास सितारे सबसे बड़े पैमाने पर हैं। सूर्य जी श्रेणी का तारा है। एम-श्रेणी के तारों का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 10 प्रतिशत है और सतह का तापमान 2,500 से 3,900 K के बीच है। इसके विपरीत, ओ-क्लास सितारों का द्रव्यमान सूर्य की तुलना में 60 गुना अधिक हो सकता है और सतह का तापमान 30,000 से 50,000 K तक हो सकता है। स्पेक्ट्रल क्लास बी में ऐसे तारे शामिल हैं जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दो या तीन गुना और सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 18 गुना है। बी-श्रेणी के तारों का तापमान 11,000 से 30,000 K तक होता है। वर्णक्रमीय वर्ग A और F में ऐसे तारे शामिल हैं जो सूर्य से थोड़े ही बड़े हैं।
जो तारे सूर्य से कम से कम 1.3 गुना बड़े हैं, वे अन्य सितारों की तुलना में एक अलग प्रकार के संलयन से गुजर सकते हैं। कम विशाल तारे अपने मुख्य अनुक्रम जीवन के दौरान हाइड्रोजन संलयन और अपने बाद के जीवन में हीलियम संलयन से गुजरते हैं। अधिक विशाल तारे हाइड्रोजन संलयन के साथ-साथ कार्बन-नाइट्रोजन-ऑक्सीजन प्रक्रिया दोनों के माध्यम से हीलियम बना सकते हैं। यह सभी हाइड्रोजन और हीलियम के उपयोग के बाद भी इन सितारों को जलना जारी रखता है। बदले में, ये उच्च-द्रव्यमान तारे अपने बाद के जीवन में तेजी से बड़े तत्वों को फ्यूज कर सकते हैं।
एक उच्च द्रव्यमान वाले तारे के जीवन के अंत में, इसका मूल लोहे का बना होता है। यह लोहा स्थिर है, और संलयन से नहीं गुजरेगा। आखिरकार, गुरुत्वाकर्षण के कारण लोहे की कोर ढह जाती है, और तारा सुपरनोवा के रूप में फट सकता है। तारे के द्रव्यमान के आधार पर, तारे का कोर न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल बन सकता है। ये समापन बिंदु अधिकांश अन्य सितारों से बहुत अलग हैं, जो अपने जीवन को गर्म सफेद बौने सितारों के रूप में समाप्त करते हैं।