ดาวฤกษ์ประเภท O คือ ดาวฤกษ์ร้อนสีน้ำเงินที่มีสเปกตรัมประเภทOตามระบบการจำแนกประเภทของเยอร์เคส ที่ นักดาราศาสตร์ใช้ ดาวฤกษ์ประเภทนี้ มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่า 30,000  เคลวิน (K) ดาวฤกษ์ประเภทนี้มีเส้นดูดกลืนแสงของฮีเลียมไอออนที่เข้มข้น เส้นดูดกลืนแสงของธาตุไอออนอื่นๆ ที่เข้มข้น และเส้นดูดกลืนแสงของไฮโดรเจนและฮีเลียมที่เป็นกลางที่อ่อนกว่าดาวฤกษ์ประเภท B

ดาวประเภทนี้หายากมาก แต่เนื่องจากมีความสว่างมาก จึงสามารถมองเห็นได้จากระยะไกลมาก ในบรรดา  ดาวที่สว่างที่สุด 90 ดวงที่มองเห็นได้จากโลกมี 4 ดวงที่เป็นประเภท O ^{[ a ]}เนื่องจากมีมวลมาก ดาวประเภท O จึงจบชีวิตลงค่อนข้างเร็วด้วย การระเบิด ซูเปอร์โนวา อย่างรุนแรง ส่งผลให้เกิดหลุมดำหรือดาวนิวตรอนดาวเหล่านี้ส่วนใหญ่เป็นดาวฤกษ์มวลมากอายุน้อยในลำดับหลักดาวยักษ์หรือดาวมหายักษ์แต่ก็มีดาวฤกษ์ใจกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ดาวฤกษ์มวลน้อยอายุมากที่ใกล้จะสิ้นสุดอายุขัย ซึ่งโดยทั่วไปจะมีสเปกตรัมคล้าย O ด้วย

ดาวฤกษ์ประเภท O มักพบในบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ อย่างคึกคัก เช่นแขนกังวลของกาแล็กซีแบบกังวลหรือกาแล็กซีคู่หนึ่งที่กำลังชนและรวมตัวกัน (เช่นกาแล็กซีแอนเทนนา ) ดาวฤกษ์เหล่านี้จะส่องสว่างสสารโดยรอบและเป็นสาเหตุหลักที่ทำให้แขนของกาแล็กซีมีสีฟ้าขาวและชมพูที่โดดเด่น นอกจากนี้ ดาวฤกษ์ประเภท O มักพบใน ระบบ ดาวหลายดวงซึ่งการวิวัฒนาการของระบบนี้ยากต่อการทำนายเนื่องจากการถ่ายเทมวลและความเป็นไปได้ที่ดาวฤกษ์แต่ละดวงจะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาในเวลาที่ต่างกัน

ดาวประเภท O ถูกจัดประเภทตามความแรงสัมพัทธ์ของเส้นสเปกตรัมบางเส้น^{[ 1 ]}เส้นสำคัญคือ เส้น He ⁺ ที่เด่นชัด ที่ 454.1  นาโนเมตรและ 420.0 นาโนเมตร ซึ่งมีความแรงแตกต่างกันไปตั้งแต่ค่อนข้างอ่อนที่ O9.5 ไปจนถึงแรงมากใน O2–O7 และเส้น He ⁰ที่ 447.1 นาโนเมตรและ 402.6 นาโนเมตร ซึ่งมีความแรงแตกต่างกันไปตั้งแต่ไม่มีใน O2/3 ไปจนถึงเด่นชัดใน O9.5 คลาส O7 ถูกกำหนดขึ้นเมื่อเส้น He ⁺ ที่ 454.1 นาโนเมตร และเส้น He ⁰ ที่ 447.1 นาโนเมตร มีความแรงเท่ากัน ดาวประเภท O ที่ร้อนที่สุดมีเส้น He ที่เป็นกลางที่อ่อนมากจนต้องแยกออกจากกันตามความแรงสัมพัทธ์ของเส้นN ²⁺และ N ^{3+ [ 2 ]}

การจัดระดับความสว่างของดาวฤกษ์ประเภท O นั้นพิจารณาจากความแรงสัมพัทธ์ของเส้นการปล่อย He ⁺ และเส้นการ ปล่อยของไนโตรเจนและ ซิลิคอน ที่แตกตัวเป็นไอออนบางเส้น โดยจะระบุด้วยคำต่อท้าย "f" บนประเภทสเปกตรัม โดย "f" เพียงอย่างเดียวบ่งชี้ว่ามีการปล่อย N2 ⁺และ He ⁺ "(f)" หมายถึงการปล่อย He อ่อนหรือไม่มี "((f))" หมายถึงการปล่อย N อ่อนหรือไม่มี "f*" บ่งชี้ว่ามีการปล่อย N3 ⁺ ที่แรงมาก และ "f+" บ่งชี้ว่ามีการปล่อย Si3 ⁺ดาวฤกษ์ระดับความสว่าง V หรือดาวฤกษ์ลำดับหลัก โดยทั่วไปจะมีเส้นการปล่อยที่อ่อนหรือไม่มีเลย ในขณะที่ดาวยักษ์และดาวมหายักษ์จะแสดงความแรงของเส้นการปล่อยที่เพิ่มขึ้น ที่ระดับ O2–O4 ความแตกต่างระหว่างดาวฤกษ์ลำดับหลักและดาวมหายักษ์นั้นแคบ และอาจไม่ได้แสดงถึงความแตกต่างของความสว่างหรือวิวัฒนาการที่แท้จริงด้วยซ้ำ ที่ระดับ O5–O8 ระหว่างกลาง ความแตกต่างระหว่างลำดับหลัก "O((f))" ดาวยักษ์ "O(f)" และดาวยักษ์ "Of" นั้นชัดเจนและแสดงถึงความสว่างที่เพิ่มขึ้นอย่างแน่นอน ความเข้มของการปล่อย Si ³⁺ ที่เพิ่มขึ้น ยังเป็นตัวบ่งชี้ความสว่างที่เพิ่มขึ้น และนี่เป็นวิธีการหลักในการกำหนดระดับความสว่างให้กับดาวประเภท O ตอนปลาย^{[ 3 ]}

ดาวประเภท O3 ถึง O8 จัดอยู่ในประเภทความสว่างย่อย "Vz" หากมีเส้นฮีเลียมไอออนไนซ์ที่ความยาวคลื่น 468.6 นาโนเมตรที่แข็งแกร่งเป็นพิเศษ เชื่อกันว่าการปรากฏของเส้นนี้บ่งชี้ถึงความเยาว์วัยอย่างมาก โดย "z" หมายถึงอายุเป็นศูนย์^{[ 4 ]}

เพื่อช่วยในการจำแนกประเภทดาวประเภท O ตัวอย่างมาตรฐานจะแสดงไว้สำหรับประเภทที่กำหนดไว้ส่วนใหญ่ ตารางต่อไปนี้แสดงดาวมาตรฐานหนึ่งดวงสำหรับแต่ละประเภทสเปกตรัม ในบางกรณี ดาวมาตรฐานยังไม่ได้ถูกกำหนด สำหรับประเภทสเปกตรัม O2 ถึง O5.5 ดาวยักษ์จะไม่ถูกแบ่งออกเป็นประเภทย่อย Ia / Iab / Ib: ประเภทสเปกตรัมของดาว กึ่งยักษ์ไม่ได้ถูกกำหนดสำหรับประเภท O2, O2.5 หรือ O3 คลาสความสว่างของ ดาวยักษ์สว่างไม่ได้ถูกกำหนดสำหรับดาวที่ร้อนกว่า O6 ^{[ 5 ]}

ดาวประเภท O มีอุณหภูมิสูงและสว่างมาก มีอุณหภูมิพื้นผิวโดยทั่วไปอยู่ในช่วง 30,000 ถึง 52,000  Kปล่อย แสง อัลตราไวโอเลต ('แอคตินิก') ที่เข้มข้น จึงปรากฏในสเปกตรัมที่มองเห็นได้เป็นสีขาวอมฟ้า เนื่องจากอุณหภูมิสูง ความสว่างของดาวประเภท O ในลำดับหลักจึงอยู่ในช่วง 10,000 เท่าของดวงอาทิตย์ถึงประมาณ 1,000,000 เท่า ดาวยักษ์อยู่ในช่วง 100,000 เท่าของดวงอาทิตย์ถึงมากกว่า 1,000,000 เท่า และดาวมหายักษ์อยู่ในช่วงประมาณ 200,000 เท่าของดวงอาทิตย์ถึงหลายล้านเท่า แม้ว่ามวลของพวกมันจะไม่เกินประมาณ200 M☉ ^{[ 6 ]}

ดาวฤกษ์อื่นๆ ในช่วงอุณหภูมิเดียวกัน ได้แก่ ดาว แคระย่อยชนิด O ( sdO ) ที่หายาก ดาวฤกษ์ใจกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ (CSPNe) และดาวแคระขาว ดาวแคระขาวมีระบบการจำแนกสเปกตรัมของตัวเอง แต่ CSPNe จำนวนมากมีสเปกตรัมชนิด O แม้แต่ดาวแคระย่อยมวลน้อยและ CSPNe เหล่านี้ก็ยังมีความสว่างหลายร้อยถึงหลายพันเท่าของดวงอาทิตย์ โดย ทั่วไปแล้ว ดาวฤกษ์ชนิด sdOจะมีอุณหภูมิสูงกว่าดาวฤกษ์ชนิด O มวลมากเล็กน้อย สูงถึง 100,000 K ^{[ 7 ]}

ดาวประเภท O แสดงถึงมวลสูงสุดของดาวฤกษ์ในลำดับหลัก ดาวที่เย็นที่สุดมีมวลเริ่มต้นประมาณ 16 เท่าของดวงอาทิตย์^{[ 8 ]} ยังไม่ชัดเจนว่าขีดจำกัดบนของมวลของดาวประเภท O จะเป็นเท่าใด ที่ระดับความเป็นโลหะ ของดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ไม่ควรสามารถก่อตัวได้ด้วยมวลที่สูงกว่า 120–150 M แต่ที่ระดับความเป็นโลหะที่ต่ำกว่า ขีดจำกัดนี้จะสูงขึ้นมาก ดาวประเภท O ก่อตัวขึ้นเพียงเศษเสี้ยวเล็กน้อยของดาวฤกษ์ในลำดับหลัก และส่วนใหญ่จะอยู่ในช่วงมวลที่ต่ำกว่า ประเภท O3 และ O2 ที่มีมวลมากที่สุดและร้อนที่สุดนั้นหายากมาก เพิ่งได้รับการกำหนดในปี 1971 ^{[ 9 ]} และ 2002 ^{[ 2 ]}ตามลำดับ และมีเพียงไม่กี่ดวงเท่านั้นที่รู้จัก ดาวยักษ์และดาวมหายักษ์มีมวลน้อยกว่าดาวประเภท O ในลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุดเนื่องจากการสูญเสียมวล แต่ก็ยังอยู่ในกลุ่มดาวที่มีมวลมากที่สุดที่รู้จัก

อัตราการก่อตัวของดาวฤกษ์ประเภท O ไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง แต่สามารถอนุมานฟังก์ชันมวลเริ่มต้น (IMF) ที่จำลองการสังเกตของประชากรดาวฤกษ์ที่มีอยู่และโดยเฉพาะอย่างยิ่งกระจุกดาวอายุน้อยได้ ขึ้นอยู่กับ IMF ที่เลือก ดาวฤกษ์ประเภท O จะก่อตัวขึ้นในอัตราหนึ่งในดาวฤกษ์ลำดับหลักหลายร้อยดวง ^{[ 10 ]} เนื่องจากความสว่างของดาวฤกษ์เหล่านี้เพิ่มขึ้นเกินสัดส่วนกับมวลของพวกมัน พวกมันจึงมีอายุขัยที่สั้นกว่าตามไปด้วย ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดใช้เวลาน้อยกว่าหนึ่งล้านปีบนลำดับหลักและระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาหลังจากสามหรือสี่ล้านปี ดาวฤกษ์ประเภท O ที่มีความสว่างน้อยที่สุดสามารถคงอยู่บนลำดับหลักได้ประมาณ 10 ล้านปี แต่จะเย็นตัวลงอย่างช้าๆ ในช่วงเวลานั้นและกลายเป็นดาวฤกษ์ประเภท B ตอนต้น ไม่มีดาวฤกษ์มวลมากดวงใดคงอยู่ด้วยสเปกตรัมคลาส O นานกว่าประมาณ 5–6 ล้านปี^{[ 6 ] [ 8 ]}แม้ว่าดาวฤกษ์ sdO และ CSPNe จะเป็นดาวฤกษ์มวลน้อยที่มีอายุหลายพันล้านปี แต่เวลาที่ใช้ในระยะนี้ของชีวิตนั้นสั้นมาก ประมาณ 10,000,000 ปี^{[ 11 ]} ฟังก์ชันมวล ในปัจจุบันสามารถสังเกตได้โดยตรง และในบริเวณใกล้เคียงดวงอาทิตย์มีดาวฤกษ์ประเภท O น้อยกว่า 1 ใน 2,000,000 ดวง การประมาณค่าที่แตกต่างกันพบว่ามีดาวฤกษ์ประเภท O ระหว่าง 0.00003% (0.00002% หากรวมดาวแคระขาวด้วย) และ 0.00005% ^{[ 12 ] [ 13 ]}

มีการประมาณการว่ามีดาวฤกษ์ประเภท O ขนาดใหญ่ประมาณ 20,000 ดวงในกาแล็กซีทางช้างเผือก ดาวฤกษ์ประเภท O มวลน้อยอย่าง sdO และ CSPNe อาจพบได้บ่อยกว่า แม้ว่าจะมีความสว่างน้อยกว่าและจึงค้นหาได้ยากกว่าก็ตาม แม้ว่าจะมีอายุขัยสั้น แต่ก็เชื่อกันว่าเป็นขั้นตอนปกติในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ทั่วไปที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์เพียงเล็กน้อย

ยังไม่พบดาวเคราะห์นอกระบบรอบดาวประเภท O ^{[ 14 ]}แม้ว่า จะมีการตรวจพบ ดาวแคระน้ำตาลรอบดาวประเภท O ที่ชื่อ CEN 16 ^{[ 15 ]}

ดาวฤกษ์ประเภท O ในลำดับหลักได้รับพลังงานจากการหลอมรวมนิวเคลียร์เช่นเดียวกับดาวฤกษ์ในลำดับหลักทั้งหมด อย่างไรก็ตาม มวลที่สูงของดาวฤกษ์ประเภท O ส่งผลให้ อุณหภูมิ แกน กลางสูงมาก ที่อุณหภูมิเหล่านี้ การหลอมรวมไฮโดรเจนด้วยวัฏจักร CNOจะครอบงำการผลิตพลังงานของดาวฤกษ์และบริโภคเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ในอัตราที่สูงกว่าดาวฤกษ์มวลน้อยซึ่งหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นหลักผ่านวัฏจักรโปรตอน-โปรตอนพลังงานอันมหาศาลที่สร้างขึ้นโดยดาวฤกษ์ประเภท O ไม่สามารถแผ่รังสีออกจากแกนกลางได้อย่างมีประสิทธิภาพเพียงพอ และด้วยเหตุนี้ แกนกลางของดาวฤกษ์จึงมีการไหลเวียนแบบพา ความร้อนที่รุนแรง เขตการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ประเภท O เกิดขึ้นระหว่างแกนกลางและโฟโตสเฟียร์การผสมของวัสดุแกนกลางเข้าไปในชั้นบนมักจะเพิ่มขึ้นจากการหมุนอย่างรวดเร็ว และมีผลอย่างมากต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ประเภท O พวกมันเริ่มขยายตัวอย่างช้าๆ และแสดงลักษณะของดาวยักษ์หรือดาวยักษ์ยิ่งยวดในขณะที่ยังคงเผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลาง จากนั้นอาจยังคงเป็นดาวยักษ์สีน้ำเงินเป็นส่วนใหญ่ในระหว่างการเผาไหม้ฮีเลียมในแกนกลาง^{[ 8 ]}

ดาวประเภท "sdO" และดาวประเภท CSPNe มีโครงสร้างที่แตกต่างกันอย่างมาก แม้ว่าจะมีลักษณะเฉพาะที่แตกต่างกันมากมาย แต่ก็ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ว่าพวกมันก่อตัวและพัฒนาอย่างไร เชื่อกันว่าพวกมันมีแกนที่เสื่อมสภาพซึ่งในที่สุดจะถูกเปิดเผยออกมาเป็นดาวแคระขาว ก่อนหน้านั้น วัสดุภายนอกแกนนั้นส่วนใหญ่เป็นฮีเลียมที่มีชั้นไฮโดรเจนบาง ๆ ซึ่งกำลังสูญเสียไปอย่างรวดเร็วเนื่องจากลมดาวฤกษ์ที่รุนแรง อาจมีต้นกำเนิดที่แตกต่างกันหลายแบบสำหรับดาวประเภทนี้ แต่อย่างน้อยบางดวงก็มีชั้นภายในคล้ายเปลือกซึ่งมีการหลอมรวมฮีเลียม การเผาไหม้ของเปลือกนั้นทำให้แกนขยายใหญ่ขึ้นและให้พลังงานสำหรับความสว่างสูงของดาวขนาดเล็กเหล่านี้^{[ 16 ]}

ในวัฏจักรชีวิตของดาวประเภท O ความเป็นโลหะและอัตราการหมุนที่แตกต่างกันทำให้เกิดความแปรผันอย่างมากในวิวัฒนาการของพวกมัน แต่พื้นฐานยังคงเหมือนเดิม^{[ 8 ]}

ดาวฤกษ์ประเภท O เริ่มเคลื่อนที่อย่างช้าๆ จากลำดับหลักที่อายุศูนย์เกือบจะทันทีหลังจากก่อตัวขึ้น ค่อยๆ เย็นลงและสว่างขึ้นเล็กน้อย แม้ว่าอาจจะถูกจัดประเภททางสเปกโทรสโกปีว่าเป็นดาวยักษ์หรือดาวมหายักษ์ แต่พวกมันยังคงเผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลางเป็นเวลาหลายล้านปีและพัฒนาในลักษณะที่แตกต่างจากดาวฤกษ์มวลน้อย เช่น ดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ประเภท O ส่วนใหญ่ในลำดับหลักจะวิวัฒนาการในแนวนอนในแผนภาพ HRไปสู่อุณหภูมิที่เย็นลง จากสีม่วง 'แอคตินิก'ไปเป็นสีน้ำเงิน กลายเป็นดาวมหายักษ์สีน้ำเงิน การจุดติดฮีเลียมในแกนกลางเกิดขึ้นอย่างราบรื่น (ไม่มีแสงวาบ ) ขณะที่ดาวขยายตัวและเย็นลง มีหลายขั้นตอนที่ซับซ้อนขึ้นอยู่กับมวลที่แน่นอนของดาวและเงื่อนไขเริ่มต้นอื่นๆ แต่ดาวฤกษ์ประเภท O ที่มีมวลน้อยที่สุดจะวิวัฒนาการไปเป็นดาวมหายักษ์สีแดง ในที่สุดในขณะที่ยังคงเผาไหม้ฮีเลียมในแกนกลาง หากพวกมันไม่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาเสียก่อน พวกมันก็จะสูญเสียชั้นนอกและร้อนขึ้นอีกครั้ง บางครั้งอาจผ่าน วงจรสีน้ำเงินหลายรอบก่อนที่จะถึงขั้น วูล์ฟ-ไรเยต ในที่สุด

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก ซึ่งเดิมเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีอุณหภูมิสูงกว่าประมาณ O9 จะไม่กลายเป็นดาวยักษ์แดง เพราะการพาความร้อนที่รุนแรงและความสว่างสูงจะพัดพาชั้นนอกออกไปเร็วเกินไป ดาวฤกษ์ที่มีมวล 25–60 กลายเป็นดาวยักษ์เหลืองก่อนที่จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาหรือวิวัฒนาการกลับไปสู่อุณหภูมิที่ร้อนขึ้น เหนือระดับมวลประมาณ 60 M☉ดาวฤกษ์ประเภท O จะวิวัฒนาการผ่าน ช่วงดาว ยักษ์น้ำเงินหรือ ช่วง แปรผันสีน้ำเงินที่สว่างมากในระยะสั้นไปเป็นดาววูล์ฟ-ไรเยตโดยตรง ดาวฤกษ์ประเภท O ที่มีมวลมากที่สุดจะมีสเปกตรัมประเภท WNLh เมื่อเริ่มมีการพาความร้อนของสสารจากแกนกลางไปยังพื้นผิว และดาวเหล่านี้เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดที่มีอยู่

ดาวฤกษ์มวลน้อยถึงปานกลางมีอายุที่แตกต่างกันมาก โดยผ่านระยะดาวยักษ์แดงระยะกิ่งแนวนอนระยะกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับ (AGB) และ ระยะ หลัง AGBวิวัฒนาการหลัง AGB โดยทั่วไปเกี่ยวข้องกับการสูญเสียมวลอย่างมาก บางครั้งอาจทิ้งเนบิวลาดาวเคราะห์ไว้ และทำให้ภายในดาวฤกษ์ที่ร้อนขึ้นเรื่อยๆ หากยังมีฮีเลียมและไฮโดรเจนเหลืออยู่เพียงพอ ดาวฤกษ์ขนาดเล็กแต่ร้อนจัดเหล่านี้จะมีสเปกตรัมแบบ O อุณหภูมิของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้นจนกระทั่งการเผาไหม้ของเปลือกและการสูญเสียมวลหยุดลง จากนั้นก็จะเย็นตัวลงกลายเป็นดาวแคระขาว

ที่มวลหรือองค์ประกอบทางเคมีบางอย่าง หรืออาจเป็นผลมาจากการปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวคู่ ดาวฤกษ์มวลน้อยบางดวงจะร้อนผิดปกติในช่วงระยะกิ่งแนวนอนหรือ ระยะ AGB  อาจมีหลายสาเหตุที่ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ รวมถึงการรวมตัวของดาวฤกษ์หรือพัลส์ความร้อนในช่วงปลายที่จุดประกายดาวฤกษ์หลัง AGB อีกครั้ง ดาวเหล่านี้ปรากฏเป็นดาว OB ที่ร้อนมาก แต่มีความสว่างปานกลางและอยู่ต่ำกว่าลำดับหลัก มีทั้งดาวแคระร้อนประเภท O (sdO) และ B (sdB) แม้ว่าพวกมันอาจพัฒนาไปในรูปแบบที่แตกต่างกันอย่างสิ้นเชิง ดาวประเภท sdO มีสเปกตรัม O ที่ค่อนข้างปกติ แต่มีความสว่างเพียงประมาณหนึ่งพันเท่าของดวงอาทิตย์

ดาวประเภท O นั้นหายากแต่สว่างมาก จึงตรวจจับได้ง่าย และมีตัวอย่างให้เห็นด้วยตาเปล่าอยู่หลายดวง

ดาวฤกษ์ประเภท O มักปรากฏอยู่ในแขนของกาแล็กซีเกลียว เนื่องจากเมื่อแขนเกลียวเคลื่อนที่ไปในอวกาศ มันจะบีบอัดกลุ่มเมฆโมเลกุลที่ขวางทาง การบีบอัดเริ่มต้นของกลุ่มเมฆโมเลกุลเหล่านี้ทำให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ ซึ่งบางส่วนเป็นดาวฤกษ์ประเภท O และ Bนอกจากนี้ เนื่องจากดาวฤกษ์เหล่านี้มีอายุขัยสั้นกว่า พวกมันจึงไม่สามารถเคลื่อนที่ไปได้ไกลก่อนที่จะดับลง ดังนั้นพวกมันจึงอยู่ภายในหรือใกล้กับแขนเกลียวที่พวกมันก่อตัวขึ้น ในทางกลับกัน ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าจะมีอายุยืนยาวกว่า จึงพบได้ทั่วทั้งจานกาแล็กซีรวมถึงระหว่างแขนเกลียวด้วย

กลุ่มดาวฤกษ์คือกลุ่มดาวที่ไม่มีแรงโน้มถ่วงยึดเหนี่ยวกันตั้งแต่เริ่มก่อตัว ดาวฤกษ์ในกลุ่มดาวฤกษ์เคลื่อนที่ออกจากกันอย่างรวดเร็วจนแรงโน้มถ่วงไม่สามารถยึดเหนี่ยวพวกมันไว้ด้วยกันได้ ในกลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อย แสงส่วนใหญ่มาจากดาวประเภท O และ B ดังนั้นกลุ่มดาวฤกษ์เหล่านี้จึงเรียกว่า กลุ่ม ดาวฤกษ์ OB

การกำเนิดของดาวประเภท O ในเมฆโมเลกุลมีผลทำลายล้างต่อเมฆ แต่ก็อาจกระตุ้นการก่อตัวของดาวดวงใหม่ได้เช่นกัน ดาวประเภท O ปล่อย รังสี อัลตราไวโอเลต ออกมาในปริมาณมาก ซึ่งจะทำให้ก๊าซในเมฆแตกตัวเป็นไอออนและผลักออกไป^{[ 17 ]} ดาวประเภท O ยังมีลมดาวฤกษ์ ที่ทรงพลัง ด้วยความเร็วหลายพันกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งสามารถพัดฟองอากาศในเมฆโมเลกุลรอบดาวได้^{[ 18 ]} ดาวประเภท O จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาเมื่อตายลง ปล่อยพลังงานออกมามหาศาล ซึ่งมีส่วนทำให้เมฆโมเลกุลแตกสลาย^{[ 19 ]} ผลกระทบเหล่านี้จะกระจายวัสดุโมเลกุลที่เหลืออยู่ในบริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ ในที่สุดก็จะหยุดการกำเนิดของดาวดวงใหม่ และอาจทิ้ง กระจุกดาวเปิด อายุน้อยไว้เบื้องหลัง

อย่างไรก็ตาม ก่อนที่เมฆจะถูกทำลาย การกวาดเอาวัสดุโดยฟองอากาศที่ขยายตัว (เรียกว่าการรวบรวมและการยุบตัว ) หรือการบีบอัดเมฆขนาดเล็กที่มีอยู่ (เรียกว่าการยุบตัวที่ขับเคลื่อนด้วยรังสี ) อาจนำไปสู่การกำเนิดดาวฤกษ์ดวงใหม่ หลักฐานของการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่ถูกกระตุ้นได้รับการสังเกตในบริเวณที่ก่อตัวดาวฤกษ์หลายแห่ง เช่น เซเฟอุส บี และเนบิวลางวงช้าง (ซึ่งอาจคิดเป็น 14–25% ของดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้น) ^{[ 20 ] [ 21 ]}