მაღალი მასის ვარსკვლავებს რამდენჯერმე აქვთ მზის მასა. ეს ვარსკვლავები ნაკლებად მრავლდება სამყაროში, რადგან გაზის ღრუბლები ბევრ პატარა ვარსკვლავში იკუმშება. გარდა ამისა, მათ სიცოცხლის ხანმოკლე ხანგრძლივობა აქვთ, ვიდრე დაბალი მასის ვარსკვლავებს. შემცირებული რაოდენობის მიუხედავად, ამ ვარსკვლავებს მაინც აქვთ განმასხვავებელი და შესამჩნევი მახასიათებლები.
ყველა ვარსკვლავი იკვებება თავის ბირთვში ბირთვული შერწყმით. ვარსკვლავი სიცოცხლის უმეტეს ნაწილს ატარებს იმ ფაზაში, რომელიც ცნობილია, როგორც მთავარი თანმიმდევრობა, რომელშიც მისი წყალბადის ატომები ჰელიუმში ხვდება. მაღალ მასობრივ ვარსკვლავს ამ პროცესში მეტი წყალბადის დაწვა ექნება. ამ პროცესის შედეგად გამოყოფილი ენერგია შეინარჩუნებს უფრო მაღალ ტემპერატურას და ვარსკვლავი უფრო მეტ წყალბადს დაწვავს, ვიდრე დაბალი მასის ვარსკვლავი. ამიტომ, მაღალი მასის ვარსკვლავები უფრო სწრაფად წვავენ თავიანთ ენერგიას, ვიდრე დაბალი მასების ვარსკვლავები. ვარსკვლავს, რომელსაც მზის მასა ათჯერ აქვს, შეუძლია იცხოვროს 20 მილიონი წლის მთავარ თანმიმდევრობით, მაშინ როდესაც დაბალი მასის ვარსკვლავებს, მაგალითად წითელი ჯუჯა ვარსკვლავებს, შეიძლება ჰქონდეთ ძირითადი თანმიმდევრობის ხანგრძლივობა, ვიდრე ამჟამინდელი ასაკისა სამყარო
ვარსკვლავები იყოფა სხვადასხვა კლასებად მათი სპექტრული მახასიათებლების მიხედვით. ძირითადი სპექტრალური კლასები, ტემპერატურის შემცირების მიზნით, არის O, B, A, F, G, K და M. ეს კლასები ასევე შეესაბამება ვარსკვლავების მასას, ყველაზე მასიური O კლასის ვარსკვლავები არიან. მზე არის G კლასის ვარსკვლავი. M კლასის ვარსკვლავების მზის მასის დაახლოებით 10 პროცენტია და ზედაპირის ტემპერატურა 2500-დან 3900 კმ-მდეა. ამის საპირისპიროდ, O კლასის ვარსკვლავებს შეიძლება ჰქონდეთ მასა 60 – ჯერ მეტი ვიდრე მზისა და აქვთ ტემპერატურის ტემპერატურა 30 000 – დან 50 000 K– მდე. სპექტრული კლასი B მოიცავს ვარსკვლავებს, რომელთა მასა დაახლოებით ორჯერ ან სამჯერ მეტია, ვიდრე მზის მასა დაახლოებით 18 – ჯერ. B კლასის ვარსკვლავების ტემპერატურა 11000 – დან 30 000 კ – მდეა. სპექტრალური კლასების A და F მოიცავს ვარსკვლავებს, რომლებიც მხოლოდ ოდნავ უფრო მასიურია, ვიდრე მზე.
ვარსკვლავებს, რომლებსაც მზეზე მინიმუმ 1.3 ჯერ აქვთ მასა, შეუძლიათ სხვა ტიპის შერწყმა განიცადონ, ვიდრე სხვა ვარსკვლავების უმეტესობაში. ნაკლებად მასიური ვარსკვლავები განიცდიან წყალბადის შერწყმას მათი ძირითადი თანმიმდევრობის სიცოცხლის განმავლობაში და ჰელიუმის შერწყმა მოგვიანებით ცხოვრებაში. უფრო მასიურ ვარსკვლავებს შეუძლიათ შექმნან ჰელიუმი როგორც წყალბადის შერწყმით, ასევე ნახშირბად – აზოტ – ჟანგბადის პროცესით. ეს საშუალებას აძლევს ამ ვარსკვლავებს გააგრძელონ წვა მაშინაც კი, როდესაც წყალბადის და ჰელიუმის ამოწურვა ხდება. თავის მხრივ, ამ მაღალ მასობრივ ვარსკვლავებს შეუძლიათ შემდგომი ცხოვრების უფრო და უფრო დიდი ელემენტების შერწყმა.
მაღალი მასის ვარსკვლავის სიცოცხლის ბოლოს, მისი ბირთვი შედგება რკინისგან. ეს რკინა სტაბილურია და არ გაივლის შერწყმა. საბოლოოდ, გრავიტაციის გამო რკინის ბირთვი იშლება და ვარსკვლავი შეიძლება აფეთქდეს, როგორც სუპერნოვა. ვარსკვლავის მასიდან გამომდინარე, ვარსკვლავის ბირთვი შეიძლება გახდეს ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი. ეს საბოლოო წერტილები ძალიან განსხვავდება სხვა ვარსკვლავების უმრავლესობისგან, რომლებიც სიცოცხლეს ამთავრებენ, როგორც უფრო ცხელ თეთრ ჯუჯა ვარსკვლავებს.