Högmassstjärnor har en massa som är flera gånger solens. Dessa stjärnor är mindre många i universum eftersom gasmoln tenderar att kondensera till många mindre stjärnor. Dessutom har de kortare livslängd än stjärnor med låg massa. Trots deras minskade antal har dessa stjärnor fortfarande några mycket särskiljande och märkbara egenskaper.
Alla stjärnor drivs av kärnfusion i sin kärna. En stjärna tillbringar större delen av sitt liv i en fas som kallas huvudsekvensen, i vilken den smälter samman väteatomer till helium. En stjärna med hög massa kommer att ha mer väte att bränna i denna process. Energin som frigörs genom denna process kommer att bibehålla högre temperaturer och stjärnan kommer i sin tur att bränna mer väte än en stjärna med låg massa. Därför bränner stjärnor med hög massa ut sin energi snabbare än stjärnor med låg massa. En stjärna med en massa tio gånger solens så kan leva i huvudsekvensen på 20 miljoner år, medan Lågmassastjärnor, såsom röda dvärgstjärnor, kan ha livslängder i huvudsekvensen som är större än den nuvarande åldern för universum.
Stjärnor är indelade i olika klasser efter deras spektrala egenskaper. De viktigaste spektralklasserna, i ordning efter minskande temperatur, är O, B, A, F, G, K och M. Dessa klasser motsvarar också massan av stjärnor, med O-klassstjärnor som den mest massiva. Solen är en G-klassstjärna. M-klassstjärnor har en massa på ungefär 10 procent av solens och har en yttemperatur mellan 2500 och 3900 K. Däremot kan O-klassstjärnor ha en massa 60 gånger större än solens och ha yttemperaturer från 30 000 till 50 000 K. Spektralklass B inkluderar stjärnor med massor runt två eller tre gånger solens massa till cirka 18 gånger solens massa. Temperaturen på stjärnor i B-klass varierar från 11 000 till 30 000 K. Spektralklasserna A och F inkluderar stjärnor som bara är lite mer massiva än solen.
Stjärnor som är minst 1,3 gånger så massiva som solen kan genomgå en annan typ av fusion än den som ses i de flesta andra stjärnor. Mindre massiva stjärnor genomgår vätefusion under deras huvudsekvensliv och heliumfusion i sitt senare liv. Mer massiva stjärnor kan skapa helium genom både vätefusion och kol-kväve-syreprocessen. Detta gör att dessa stjärnor kan fortsätta att brinna även efter att allt väte och helium har förbrukats. I sin tur kan dessa högmassstjärnor smälta allt större element i sitt senare liv.
I slutet av en högmassas stjärnas liv består dess kärna av järn. Detta järn är stabilt och kommer inte att genomgå fusion. Så småningom kollapsar järnkärnan på grund av tyngdkraften och stjärnan kan explodera som en supernova. Beroende på stjärnans massa kan stjärnans kärna bli en neutronstjärna eller ett svart hål. Dessa slutpunkter skiljer sig mycket från en majoritet av andra stjärnor, som slutar sina liv som hetare vita dvärgstjärnor.