Hviezdy s vysokou hmotnosťou majú hmotnosť niekoľkonásobnú oproti Slnku. Tieto hviezdy sú vo vesmíre menej početné, pretože plynné mraky majú tendenciu kondenzovať na mnoho menších hviezd. Ďalej majú kratšiu životnosť ako hviezdy s nízkou hmotnosťou. Napriek zníženému počtu majú tieto hviezdy stále niektoré veľmi charakteristické a zreteľné vlastnosti.
Všetky hviezdy sú jadrom jadrovej syntézy. Hviezda trávi väčšinu svojho života vo fáze známej ako hlavná postupnosť, v ktorej spája svoje atómy vodíka s héliom. Hviezda s vysokou hmotnosťou bude mať v tomto procese viac vodíka na spaľovanie. Energia uvoľnená týmto procesom bude udržiavať vyššie teploty a hviezda bude naopak spaľovať viac vodíka ako hviezda s nízkou hmotnosťou. Preto hviezdy s vysokou hmotnosťou spaľujú svoju energiu rýchlejšie ako hviezdy s nízkou hmotnosťou. Hviezda s hmotnosťou desaťkrát väčšou ako slnko môže žiť v hlavnej postupnosti 20 miliónov rokov, zatiaľ čo hviezdy s nízkou hmotnosťou, ako napríklad červení trpaslíci, môžu mať životnosť hlavnej sekvencie vyššia ako súčasný vek vesmír.
Hviezdy sú rozdelené do rôznych tried podľa svojich spektrálnych charakteristík. Hlavné spektrálne triedy v poradí podľa klesajúcej teploty sú O, B, A, F, G, K a M. Tieto triedy tiež zodpovedajú hmotnosti hviezd, pričom najmohutnejšie sú hviezdy triedy O. Slnko je hviezdou triedy G. Hviezdy triedy M majú hmotnosť zhruba 10 percent slnka a majú povrchovú teplotu medzi 2 500 až 3 900 K. Naopak, hviezdy triedy O môžu mať hmotnosť 60-krát väčšiu ako slnko a povrchové teploty sa môžu pohybovať od 30 000 do 50 000 K. Spektrálna trieda B zahŕňa hviezdy s hmotnosťou asi dvakrát alebo trikrát väčšou ako hmotnosť slnka až asi 18-násobok hmotnosti slnka. Teplota hviezd triedy B sa pohybuje od 11 000 do 30 000 K. Spektrálne triedy A a F zahŕňajú hviezdy, ktoré sú len o niečo hmotnejšie ako slnko.
Hviezdy, ktoré sú najmenej 1,3-krát hmotnejšie ako slnko, môžu podstúpiť iný typ fúzie, ako je tomu u väčšiny ostatných hviezd. Menej hmotné hviezdy podstupujú fúziu vodíka počas svojej životnosti hlavnej sekvencie a fúziu hélia v neskoršom živote. Masívnejšie hviezdy môžu vytvárať hélium ako pri fúzii vodíka, tak aj pri procese uhlík-dusík-kyslík. To umožňuje týmto hviezdam pokračovať v horení aj po spotrebovaní všetkého vodíka a hélia. Tieto hviezdy s vysokou hmotnosťou zase môžu v ďalšom živote spájať čoraz väčšie prvky.
Na konci života hviezdy vysokej hmotnosti je jej jadro tvorené železom. Táto žehlička je stabilná a nepodlieha fúzii. Železné jadro sa nakoniec vplyvom gravitácie zrúti a hviezda môže explodovať ako supernova. V závislosti od hmotnosti hviezdy sa jadrom hviezdy môže stať neutrónová hviezda alebo čierna diera. Tieto koncové body sa veľmi líšia od väčšiny iných hviezd, ktoré končia svoj život ako horúcejšie biele trpasličie hviezdy.