Stjerner med høy masse har en masse flere ganger solens. Disse stjernene er mindre tallrike i universet fordi skyer av gass har en tendens til å kondensere seg til mange mindre stjerner. Videre har de kortere levetid enn stjerner med lav masse. Til tross for det reduserte antallet har disse stjernene fortsatt noen veldig særpregende og merkbare egenskaper.
Alle stjerner er drevet av kjernefusjon i kjernen. En stjerne tilbringer mesteparten av livet i en fase kjent som hovedsekvensen, der dens fusjonerer hydrogenatomer til helium. En stjerne med høy masse vil ha mer hydrogen å brenne i denne prosessen. Energien som frigjøres ved denne prosessen vil opprettholde høyere temperaturer, og stjernen vil igjen forbrenne mer hydrogen enn en stjerne med lav masse. Derfor brenner stjerner med høy masse ut energien raskere enn stjerner med lav masse. En stjerne med en masse som er ti ganger solens, kan leve i hovedsekvensen på 20 millioner år, mens lavmassestjerner, som for eksempel røde dvergstjerner, kan ha levetider i hovedsekvensen som er større enn dagens alder univers.
Stjerner er delt inn i forskjellige klasser i henhold til deres spektrale egenskaper. De viktigste spektralklassene, i rekkefølge etter synkende temperatur, er O, B, A, F, G, K og M. Disse klassene tilsvarer også massen av stjerner, med O-klassestjerner som den mest massive. Solen er en G-klasse stjerne. M-klasse stjerner har en masse på omtrent 10 prosent av solens og har en overflatetemperatur mellom 2500 til 3900 K. Derimot kan stjerner i O-klassen ha en masse 60 ganger større enn solens og ha overflatetemperaturer fra 30.000 til 50.000 K. Spektralklasse B inkluderer stjerner med masser rundt to eller tre ganger solas masse til rundt 18 ganger solas masse. Temperaturen på B-klasse stjerner varierer fra 11.000 til 30.000 K. Spektralklassene A og F inkluderer stjerner som bare er litt mer massive enn solen.
Stjerner som er minst 1,3 ganger så massive som solen kan gjennomgå en annen type fusjon enn den som ses i de fleste andre stjerner. Mindre massive stjerner gjennomgår hydrogenfusjon i løpet av deres viktigste sekvensliv og heliumfusjon i sitt senere liv. Mer massive stjerner kan skape helium gjennom både hydrogenfusjon og karbon-nitrogen-oksygenprosessen. Dette gjør at disse stjernene kan fortsette å brenne selv etter at alt hydrogen og helium er brukt opp. I sin tur kan disse høymassestjernene smelte stadig større elementer i sitt senere liv.
På slutten av en stjerne med høy masse består kjernen av jern. Dette jernet er stabilt og vil ikke gjennomgå fusjon. Til slutt kollapser jernkjernen på grunn av tyngdekraften, og stjernen kan eksplodere som en supernova. Avhengig av stjernens masse kan kjernen til stjernen bli en nøytronstjerne eller et svart hull. Disse endepunktene er veldig forskjellige fra et flertall av andre stjerner, som avslutter livet som varmere hvite dvergstjerner.