1. Korta livslängd: Dessa stjärnor är oerhört massiva och heta och brinner genom deras vätebränsle i rasande takt. Följaktligen är deras huvudsakliga sekvenslivslängd extremt korta, i storleksordningen några miljoner år för O -stjärnor och tiotals miljoner år för B -stjärnor. Detta står i kontrast till vår sol, som kommer att spendera cirka 10 miljarder år på huvudsekvensen.
2. Snabb utveckling: På grund av deras höga massa utvecklas O- och B -stjärnor snabbt. De uttömmer snabbt deras vätebränsle, expanderar till jättar och exploderar så småningom som supernovae. Denna snabba utveckling minskar tiden de tillbringar som huvudsekvensstjärnor.
3. Bildningshastighet: Medan massiva stjärnor bildas oftare än väntat på grund av gravitationskollaps av gasmoln, representerar de bara en liten bråkdel av stjärnorna som bildas i en galax.
4. Metallicitet: Bildningen av massiva stjärnor är vanligare i regioner med högre metallicitet (närvaron av tyngre element än väte och helium). Medan metallicitet kan variera över en galax, förblir den totala andelen massiva stjärnor relativt låg jämfört med mindre massiva stjärnor som vår sol.
5. Observationsförskjutning: Medan massiva stjärnor är sällsynta gör deras ljusstyrka dem lättare att observera. Detta innebär att vi kan överskatta deras antal jämfört med mindre, svagare stjärnor som är svårare att upptäcka.
Sammanfattningsvis Kombinationen av korta livslängder, snabb utveckling och relativ sällsynthet när det gäller formationshastigheter gör O- och B -huvudsekvensstjärnor ovanliga jämfört med andra typer av stjärnor.
