Маси зірок із масою в кілька разів перевищують масу Сонця. Цих зірок у Всесвіті менш багато, оскільки хмари газу, як правило, конденсуються у багато менших зірок. Крім того, у них коротший термін життя, ніж у зірок із низькою масою. Незважаючи на свою зменшену кількість, ці зірки все ще мають деякі дуже виразні та помітні характеристики.
Усі зірки живляться ядерним синтезом у своїй основі. Більшу частину свого життя зірка проводить у фазі, відомій як основна послідовність, в якій її сплавляються атоми водню в гелій. Зірка з високою масою матиме більше водню для спалення в цьому процесі. Енергія, що виділяється цим процесом, підтримуватиме більш високі температури, і зірка, в свою чергу, спалить більше водню, ніж зірка з низькою масою. Отже, зірки із великою масою випалюють свою енергію швидше, ніж зірки з низькою масою. Зірка, маса якої в десять разів більша за сонячну, може жити в основній послідовності 20 мільйонів років, тоді як низькомасові зірки, такі як червоні карликові зірки, можуть мати тривалість життя основної послідовності, більшу за поточний вік Всесвіт.
Зірки поділяються на різні класи за їх спектральними характеристиками. Основними спектральними класами в порядку спадання температури є O, B, A, F, G, K і M. Ці класи також відповідають масі зірок, причому зірки класу О є найбільш масивними. Сонце - зірка класу G. Зірки класу М мають масу приблизно 10 відсотків сонячної і мають поверхневу температуру від 2500 до 3900 К. На відміну від цього, зірки класу О можуть мати масу в 60 разів більшу за сонячну і мати температуру поверхні від 30000 до 50000 К. До спектрального класу B належать зірки з масами приблизно в два-три рази більше маси Сонця приблизно в 18 разів більше маси Сонця. Температура зірок класу B коливається від 11000 до 30000 К. До спектральних класів A і F належать зірки, які лише трохи масивніші за сонце.
Зірки, які принаймні в 1,3 рази масивніші від сонця, можуть зазнати різного типу синтезу, ніж той, що спостерігається у більшості інших зірок. Менш масивні зірки піддаються плавленню водню протягом основного періоду життя, а гелію - у подальшому. Більш масивні зірки можуть створювати гелій як за рахунок синтезу водню, так і за рахунок вуглецево-азотно-кисневого процесу. Це дозволяє цим зіркам продовжувати горіти навіть після того, як витрачено весь водень та гелій. У свою чергу, ці зірки із великою масою можуть злити дедалі більші елементи у своєму подальшому житті.
В кінці життя високомасової зірки її серцевина складається із заліза. Це залізо стабільне і не зазнає плавлення. Зрештою, залізне ядро руйнується через гравітацію, і зірка може вибухнути як наднова. Залежно від маси зірки, ядром зірки може стати нейтронна зірка або чорна діра. Ці кінцеві точки сильно відрізняються від більшості інших зірок, які закінчують своє життя гарячішими білими карликовими зірками.
