Zvezde z visoko maso imajo večkrat večjo maso kot sonce. Teh zvezd je v vesolju manj, ker se oblaki plina navadno zgostijo v številne manjše zvezde. Poleg tega imajo krajšo življenjsko dobo kot zvezde z majhno maso. Kljub zmanjšanemu številu imajo te zvezde še vedno nekaj zelo prepoznavnih in opaznih lastnosti.
Vse zvezde v jedru poganja jedrska fuzija. Zvezda preživi večino svojega življenja v fazi, ki je znana kot glavno zaporedje, v kateri njeni vodikovi vodi v helij. Zvezda z visoko maso bo v tem procesu imela več vodika, ki ga bo spalila. Energija, ki se sprosti s tem postopkom, bo ohranila višje temperature, zvezda pa bo požgala več vodika kot zvezda z majhno maso. Zvezde z veliko maso torej svojo energijo izgorejo hitreje kot zvezde z majhno maso. Zvezda z maso, desetkratno maso sonca, lahko živi v glavnem zaporedju 20 milijonov let, medtem ko zvezde z majhno maso, na primer rdeče pritlikave zvezde, imajo lahko življenjsko dobo v glavnem zaporedju večjo od trenutne starosti vesolje.
Zvezde so razdeljene v različne razrede glede na njihove spektralne značilnosti. Glavni spektralni razredi, po padajoči temperaturi, so O, B, A, F, G, K in M. Ti razredi ustrezajo tudi masi zvezd, pri čemer so zvezde razreda O najbolj masivne. Sonce je zvezda razreda G. Zvezde razreda M imajo maso približno 10 odstotkov sončne in imajo površinsko temperaturo med 2500 in 3900 K. Nasprotno pa imajo lahko zvezde razreda O 60-krat večjo maso od sončne in imajo površinske temperature od 30.000 do 50.000 K. Spektralni razred B vključuje zvezde z masami približno dvakrat ali trikratno maso sonca na približno 18-kratno maso sonca. Temperatura zvezd razreda B se giblje med 11.000 in 30.000 K. Spektralni razredi A in F vključujejo zvezde, ki so le nekoliko bolj masivne od sonca.
Zvezde, ki so vsaj 1,3-krat tako masivne kot sonce, se lahko podvržejo drugačni fuziji kot tista, ki jo vidimo pri večini drugih zvezd. Manj masivne zvezde se podvržejo fuziji vodika v glavnem zaporedju in heliju v poznejšem življenju. Masivnejše zvezde lahko ustvarijo helij tako s fuzijo vodika kot tudi s postopkom ogljik-dušik-kisik. To omogoča tem zvezdam, da še naprej gorijo tudi po porabi celotnega vodika in helija. Te zvezde z veliko maso pa lahko v poznejšem življenju zlijejo vse večje elemente.
Na koncu življenja zvezde z veliko maso je njegovo jedro sestavljeno iz železa. To železo je stabilno in se ne bo fuziralo. Na koncu železno jedro propade zaradi gravitacije in zvezda lahko eksplodira kot supernova. Odvisno od mase zvezde lahko jedro zvezde postane nevtronska zvezda ali črna luknja. Te končne točke se zelo razlikujejo od večine drugih zvezd, ki svoje življenje končajo kot bolj vroče bele pritlikave zvezde.