Sterren met hoge massa hebben een massa die meerdere malen groter is dan die van de zon. Deze sterren zijn minder talrijk in het universum omdat gaswolken de neiging hebben om in veel kleinere sterren te condenseren. Bovendien hebben ze een kortere levensduur dan sterren met een lage massa. Ondanks hun verminderde aantal, hebben deze sterren nog steeds een aantal zeer onderscheidende en opvallende kenmerken.
Korte levensduur van de hoofdsequentie

Alle sterren worden aangestuurd door kernfusie in hun kern. Een ster brengt het grootste deel van zijn leven door in een fase die bekend staat als de hoofdreeks, waarin zijn waterstofatomen samensmelten tot helium. Een high-mass star zal in dit proces meer waterstof moeten verbranden. De energie die vrijkomt bij dit proces zal hogere temperaturen handhaven en de ster zal op zijn beurt meer waterstof verbranden dan een ster met lage massa. Daarom verbranden sterren met een hoge massa hun energie sneller dan sterren met een lage massa. Een ster met een massa die tien keer zo groot is als die van de zon, kan leven op de hoofdreeks van 20 miljoen jaar, terwijl sterren met een lage massa, zoals rode dwergsterren, een hoofdreekslevensduur kunnen hebben die groter is dan de huidige leeftijd van het universum. br> Spectrale klasse en temperatuur

Sterren zijn onderverdeeld in verschillende klassen op basis van hun spectrale kenmerken. De belangrijkste spectrale klassen, in volgorde van afnemende temperatuur, zijn O, B, A, F, G, K en M. Deze klassen komen ook overeen met de massa van sterren, waarbij O-klasse sterren het meest massief zijn. De zon is een G-klasse ster. M-klasse sterren hebben een massa van ongeveer 10 procent van de zon en hebben een oppervlaktetemperatuur tussen 2.500 tot 3.900 K. O-klasse sterren kunnen daarentegen een massa hebben die 60 keer groter is dan die van de zon en een oppervlaktetemperatuur hebben die varieert van 30.000 tot 50.000 K. Spectrale klasse B omvat sterren met massa's van ongeveer twee of drie keer de massa van de zon tot ongeveer 18 keer de massa van de zon. De temperatuur van B-klasse sterren varieert van 11.000 tot 30.000 K. Spectrale klassen A en F omvatten sterren die slechts iets zwaarder zijn dan de zon.
Koolstof-stikstof-zuurstof fusie

Sterren die op ten minste 1,3 keer zo groot als de zon een ander type fusie kan ondergaan dan die bij de meeste andere sterren. Minder massieve sterren ondergaan waterstoffusie tijdens hun hoofdsequentieleven en heliumfusie in hun latere leven. Meer massieve sterren kunnen helium creëren door zowel waterstoffusie als het koolstof-stikstof-zuurstofproces. Hierdoor kunnen deze sterren blijven branden, zelfs nadat alle waterstof en helium zijn opgebruikt. Op hun beurt kunnen deze massieve sterren steeds grotere elementen in hun latere leven versmelten.
Supernova

Aan het einde van het leven van een massieve ster bestaat de kern uit ijzer. Dit ijzer is stabiel en zal geen fusie ondergaan. Uiteindelijk stort de ijzeren kern in door de zwaartekracht en kan de ster exploderen als een supernova. Afhankelijk van de massa van de ster kan de kern van de ster een neutronenster of een zwart gat worden. Deze eindpunten verschillen sterk van de meeste andere sterren, die hun leven beëindigen als heter witte dwergsterren.