Sterren met een hoge massa hebben een massa die meerdere malen groter is dan die van de zon. Deze sterren zijn minder talrijk in het heelal omdat gaswolken de neiging hebben om te condenseren tot veel kleinere sterren. Bovendien hebben ze een kortere levensduur dan sterren met een lage massa. Ondanks hun verminderde aantal hebben deze sterren nog steeds een aantal zeer onderscheidende en opvallende kenmerken.
Alle sterren worden in hun kern aangedreven door kernfusie. Een ster brengt het grootste deel van zijn leven door in een fase die bekend staat als de hoofdreeks, waarin hij waterstofatomen samensmelt tot helium. Een ster met een hoge massa zal bij dit proces meer waterstof moeten verbranden. De energie die bij dit proces vrijkomt, zal hogere temperaturen handhaven en de ster zal op zijn beurt meer waterstof verbranden dan een ster met een lage massa. Daarom verbranden sterren met een hoge massa hun energie sneller dan sterren met een lage massa. Een ster met een massa van tien keer die van de zon kan op de hoofdreeks van 20 miljoen jaar leven, terwijl sterren met een lage massa, zoals rode dwergsterren, hebben mogelijk een langere levensduur in de hoofdreeks dan de huidige leeftijd van de universum.
Sterren worden op basis van hun spectrale kenmerken in verschillende klassen verdeeld. De belangrijkste spectrale klassen, in volgorde van afnemende temperatuur, zijn O, B, A, F, G, K en M. Deze klassen komen ook overeen met de massa van sterren, waarbij O-sterren de zwaarste zijn. De zon is een ster van de G-klasse. Sterren van de M-klasse hebben een massa van ongeveer 10 procent van die van de zon en hebben een oppervlaktetemperatuur tussen 2.500 en 3.900 K. Daarentegen kunnen sterren van de O-klasse een massa hebben die 60 keer groter is dan die van de zon en een oppervlaktetemperatuur hebben van 30.000 tot 50.000 K. Spectrale klasse B omvat sterren met een massa van ongeveer twee of drie keer de massa van de zon tot ongeveer 18 keer de massa van de zon. De temperatuur van sterren van de B-klasse varieert van 11.000 tot 30.000 K. Spectrale klassen A en F omvatten sterren die slechts iets massiever zijn dan de zon.
Sterren die minstens 1,3 keer zo zwaar zijn als de zon, kunnen een ander soort fusie ondergaan dan bij de meeste andere sterren. Minder massieve sterren ondergaan waterstoffusie tijdens hun hoofdreeksleven en heliumfusie in hun latere leven. Massievere sterren kunnen helium creëren door zowel waterstoffusie als het koolstof-stikstof-zuurstofproces. Hierdoor kunnen deze sterren blijven branden, zelfs nadat alle waterstof en helium zijn opgebruikt. Deze zware sterren kunnen op hun beurt in hun latere leven steeds grotere elementen samensmelten.
Aan het einde van het leven van een zware ster bestaat de kern uit ijzer. Dit ijzer is stabiel en ondergaat geen fusie. Uiteindelijk stort de ijzeren kern in door de zwaartekracht en kan de ster exploderen als een supernova. Afhankelijk van de massa van de ster kan de kern van de ster een neutronenster of een zwart gat worden. Deze eindpunten zijn heel anders dan de meeste andere sterren, die hun leven beëindigen als hetere witte dwergsterren.