O型星

CNO循環是大質量O型星主要的能量來源。

低質量、中等質量、和大質量恆星的結構。

O型主序星如同所有的主序星一樣，燃料是核融合。然而，大質量的O型星的核心溫度極高，在這樣的溫度下，燃燒效率遠高於低質量下氫燃燒的CNO循環成為消耗燃料和產生能量的主要程序。O型星產生的大量能量，以輻射的方式不足以有效率地向外傳送，因此核心是以對流取代，將能量向外輸送。O型星的輻射層位於核心和光球層之間。核心的物質倍混和著傳送到上層，這經常會增強快速的旋轉，對O型星的演化產生戲劇性的效果。當核心還在燃燒氫時，就開始慢慢地展現巨星或超巨星的特徵，在燃燒氦燃料的大部分時間，它們都是在藍超巨星的階段[7]。

在其它類型光譜中存在的星冕，在O型主序星也很明顯，然而很多O型主序星進一步的產生強大許多倍的恆星風。來自O型主序星強烈的輻射和恆星風強大到足以經由光致蒸發剝離位於適居帶半徑之內行星的大氣層 。

O型次矮星的截面圖顯示欠缺活力的內核和燃燒的氦殼層。

sdO和CSPNe在本質上有著不同的結構，然而它們有著範圍廣的特性，因而尚未能完全了解它們形成和演化的所有過程。它們被認為有著簡併的核心，最將成為一顆白矮星裸露的內核。在內核之外大部分是氦和薄薄一層氫的殼，但是很快就會因為強勁的恆星風而消失。這種類型的恆星可能有幾種不同的起源，但是它們至少有一部分有著燃燒氦的殼層，使核心的能量得以增強，並增加這些恆星的高亮度區域[10]。

恆星在赫羅圖上演化的軌跡。15倍太陽質量和60倍太陽質量是典型的O型星，

近幾年來，對低於120太陽質量O型星的生命週期有很好的參照。不同金屬量範圍的恆星在自身進化的轉動速率上有很大的變化，但基本保持不一樣[7]。

O型星幾乎從零齡主序星開始，就緩慢的移動，逐漸變涼和輕微的增亮。雖然它們在光譜上的特徵會被描述為巨星或超巨星，它們仍會以和太陽這種低質量恆星不同的方式，在核心持續燃燒氫達數百萬年。多數的O型主序星或多或少的會在赫羅圖上水平發展至溫度較低，成為藍超巨星。當恆星膨脹並冷卻後，順利的在核心點燃氦融合反應。依據它們確實的質量，會有許多複雜的階段，但質量最低的O型星最終演變成紅超巨星時，仍在其核心燃燒著氦。如果它們的第一次爆炸沒有成為超新星，它們將失去外殼層並且表面變得更熱，然後在最後成為沃夫–瑞葉星的狀態之前，會經歷多次且一次比一次長的藍迴繞。

質量更大的恆星，最初就比O9主序星更熱，由於強大的對流和高亮度將外層很快地吹散，永遠不會成為紅超巨星。25–60M_☉的恆星在爆炸成為超新星之前，可能會演化成為黃超巨星，或演化回到較高的溫度。超過60太陽質量的，O型星會短暫演化成為藍超巨星或高光度藍變星階段，就直接成為沃夫–瑞葉星。質量最大的O型星，當核心的物質開始經由對流流向表面，就發展成為WNLh光譜類型，它們都是存在的最明亮恆星。

低到中等質量的恆星年齡，有著許多不同的路徑，經由紅巨星、水平分支、漸近巨星分支（AGB），和之後的後AGB階段。後AGB演化通常涉及戲劇性的質量流失，有時會留下一個行星狀星雲和留下一顆越來越熱，曝露的恆星內部。如果有足夠的殘餘氫氣和氦氣，這些小但非常熱的恆星就會有O型星的光譜。它們的溫度會增加，直到殼層的燃燒和質量的損失停止，然後它們冷卻成為白矮星。

有些質量或化學物質的結構，或許可能是聯星交互作用的結果，有些低質量恆星在水平分支或AGB階段會變得異常炙熱。這可能有許多方面的原因，包括恆星合併或晚期熱脈衝再點燃AGB恆星，目前還未能萬全理解。這些顯然非常熱的OB星，但只有適度的發光，並且會低於主序星。它們包括O（sdO）和B（sdB）的熱次矮星，然而它們可能以完全不同的方式演化。sdO型星有著很明確的正常O型星光譜，但是亮度大約只有太陽的一千倍。

• • 車府增十一（蝎虎座10）
  • 御夫座AE
  • BI 253
  • 圓規座δ
  • HD 93205（船底座V560）
  • 天鴿座μ
  • 參宿增一（獵戶座σ）
  • 獵戶座θ¹C
  • VFTS 102
  • 天市右垣十一（蛇夫座ζ）

參宿一是O9.7的超巨星、O9巨星和B0結合的三合星。這些恆星照亮了鄰近的火焰星雲。

• • 伐三（獵戶座ι）
  • LH54-425
  • 觜宿一（獵戶座λ，Meissa）
  • 普拉斯基特星（麒麟座HR 2422）
  • 卷舌三（英仙座ξ）
  • 參宿三（獵戶座δ，Mintaka）

• • 弧矢增七（大犬座29）
  • 參宿一（獵戶座ζ，Alnitak）
  • 少衛 (右垣)（鹿豹座α）
  • 天鵝座X-1
  • 弧矢增六（大犬座τ）
  • 弧矢增廿二（船尾座ζ）

NGC 6826的中央恆星是一顆低質量的O6恆星。

• • NGC 2392 (O6)
  • IC 418 (O7fp)
  • NGC 6826 (O6fp)

• • HD 49798 (sdO6p)

O型主序星傾向出現在螺旋星系的螺旋臂中。這是因為隨著螺旋臂穿過空間時，它將以它的方式壓縮分子雲內的氣體。這些分子雲的初始壓縮導致恆星的形成，其中一些是O和B型星。此外，這些恆星存在的時間較短，在它們死亡前不會移動太遠的距離，所以它們都留在出生時所在的螺旋臂或接近的附近區域附近。換言之，低質量的恆星因為存在的較久，因而可以遍布在星系盤面的各處，包括在螺旋臂內。

星協是在開始形成時由彼此間的引力束縛在一起的恆星集團。但是，這些恆星彼此間快速的相對運動，使得相互間的引力不易將它們約束在一起。在年輕的星協，多數的光來自O和B型恆星，所以這類星協會被稱為OB星協。

在分子雲中誕生的O型星，不僅會在星雲中產生破壞者性的影響，還可能引發新恆星的形成。O型恆星輻射出大量的紫外線，會電離分子雲中的氣體，並且將它們推擠開[11]。 O型星也有強大的恆星風，速度不下於每秒數千公里，可以在分子雲內吹出包圍著恆星的氣泡[12]。 O型星爆炸成超新星，當它們死亡時，釋放出的大量能量，有助於分子雲的分裂[13]。 這些影響到分散的剩餘分子雲物質，最終阻止新恆星的誕生，和可能留下一個年輕的疏散星團。

然而，分子雲潰散之前，被膨脹的氣泡掃掠（稱為蒐集或坍縮）的氣體，或現有被壓縮（稱為輻射驅動的向內爆炸），都會導致新恆星的誕生。觸發恆星形成的證據出現在大量恆星形成的區域，例如仙王座B和象鼻管星雲（约有4-25%的恆星在這兒形成）[14][15]。