O型星

O型星是炙热、蓝白色，在天文学家使用的耶基斯光谱系统中分类为光谱类型O的恒星。它们的温度超过30,000K，因此出现在赫罗图上的左侧。这种类型恒星的特征是它们的谱线有强烈的电离元素，氦-II的吸收线，而氢和中性氦的吸收线比B型星微弱。
这种类型的恒星非常罕见，在主序中只有0.00003%是O型星。然而，因为它们通常都非常明亮，因此即使距离比黯淡的恒星远了许多，依然比较容易被看见，在地球上看见的亮星就有90%是O型星。由于高温和高亮度，O型星会很快地以剧烈的超新星爆炸结束生命，结果是形成黑洞或中子星。大多数的这些恒星都是年轻的主序星、巨星或超巨星，但行星状星云的中央恒星，虽然都是老死的低质量恒星（白矮星），但通常也有些有著O型星的光谱。
O型星通常都位于活跃的恒星形成区，像是螺旋星系的螺旋臂。这些恒星会照亮周围的任何物质，并是螺旋臂颜色的主要提供者。此外，O型星经常是多星系统，以致其质量往往会在成员中转移，而难以预测何者在何时会爆炸成为超新星的可能性。
光谱.
"O型星"由其光谱中某些谱线的相对强度来定义和确定。关键的谱线主要来自氦II的454.1 nm和420.0 nm，它们在O9.5非常微弱，但在O2－O7非常强烈；氦I的447.1 nm和402.6 nm在O2/3不会出现，但在O9.5很明显；在O7，氦II的454.1nm和氦I的447.1nm有相同的强度。非常热的O型星，中性氦的谱线都很微弱，使它们很容易和N III区别出来。
O型光谱的细分非常复杂，用O3.5、O6.5、O8.5、O9.5、和O9.7的定义可以显示出光谱分析的发展，为这是首度利用恒星的发射线来定义分类，现在用在沃夫–瑞叶星。在原始的亨利·德雷珀目录中唯一的O型星是HR 2583（=WR 4），现在是列为WN4。
亮度分类的O型星归因于一些谱线的相对强度：HeII和某些N和Si离子的谱线。在光谱类型附加尾词"f"的，单独"f"是NIII和HeII的发射谱线，"(f)"意味著He的谱线微弱或是被吸收掉，"((f))"则意味著N的谱线微弱或是被吸收掉，"f*"指示很强的NIV发射谱线，和"f+"存在SiIV发射谱线。亮度分类V，是主序星，一般只有微弱的或缺乏发射谱线，巨星和超巨星的发射谱线强度会增加。在O2–O4，巨星和超巨星的区别很窄，并且可能甚至不能表现真实的亮度或演化上的差异。在中间的O5–O8，在O((f))主序星、O(f)巨星、和Of超巨星的区别有著明确切定和一定的光度提升。SiIV发射线强度的提升和亮度的增加也是一个指标，这是将亮度的增加分配给晚期O型星的主要手段。
特性.
O型星又热又亮。它们的表面温度特征是30,000－52,000K，并辐射出强烈的紫外线，因此在可见光的颜色是蓝白色。因为它们的高温，O型主序星的光度范围从太阳的10,000倍到大约1,000,000倍；巨星从100,000倍到超过1,000,000倍；超巨星从200,000倍到超过太阳的数百万倍。
在相同温度的其他O型星，包括O型次矮星（sdO）、行星状星云中心恒星（CSPNe）、和白矮星，都很罕见。白矮星有它们自己的光谱类型，但许多CSPNe都有O型星的光谱。但即使是低质量的次矮星和CSPNe的光度也有太阳的数百倍至数千倍。sdO型的恒星通常温度会比大质量的O型星高，温度可以高达100,000K。
O型星意味著是在主序带上是质量最高的恒星。温度最低的初始质量大约是太阳的16倍。目前，还不清楚O型星的质量上限是多少。在金属量与太阳同等级上，恒星的质量上限大约在120－150太阳质量，但在低金属量上，质量应该会更大许多。O型星只有一小部分是O型主序星，其中绝大部分的质量都接近质量的下限。质量最大且温度最高的O2和O3都极为罕见，迟至1971年和2002年才加以定义，各自己知的总数量大约都只有近百颗。有些巨星和超巨星的质量，因为质量的损失，已经低于O型主序星的上限，但仍然是已知质量最大的恒星。
因为这些恒星的光度增加和它们的质量不成比例，它们相对应的寿命都较短。质量最大的在主序带上的时间大约只有100万年左右，然后在300－400万年后会发生超星爆炸。最暗弱的O型星可以在主序带上维持1,000万年左右，但是会逐渐冷却成为早期的B型星。没有超过500万年依然是O型星的大质量恒星。然而，sdO和CSPNe是低质量的恒星，可以有数十亿年的寿命，但它们花在这主序带的时间很短，大约只有10,000,000年。
估计银河系中大约有20,000颗O型星。低质量的sdO和CSPNe或许较为普通，但它们不会很明亮，因此难以寻获它们。尽管其留存期很短，它们被认为在正常演化的阶段，质量不会比太阳大太多。
结构.
O型主序星如同所有的主序星一样，燃料是核融合。然而，大质量的O型星的核心温度极高，在这样的温度下，燃烧效率远高于低质量下氢燃烧的CNO循环成为消耗燃料和产生能量的主要程序。O型星产生的大量能量，以辐射的方式不足以有效率地向外传送，因此核心是以对流取代，将能量向外输送。O型星的辐射层位于核心和光球层之间。核心的物质倍混和著传送到上层，这经常会增强快速的旋转，对O型星的演化产生戏剧性的效果。当核心还在燃烧氢时，就开始慢慢地展现巨星或超巨星的特征，在燃烧氦燃料的大部分时间，它们都是在蓝超巨星的阶段。
在其它类型光谱中存在的星冕，在O型主序星也很明显，然而很多O型主序星进一步的产生强大许多倍的恒星风。来自O型主序星强烈的辐射和恒星风强大到足以经由光致蒸发剥离位于适居带半径之内行星的大气层 。
sdO和CSPNe在本质上有著不同的结构，然而它们有著范围广的特性，因而尚未能完全了解它们形成和演化的所有过程。它们被认为有著简并的核心，最将成为一颗白矮星裸露的内核。在内核之外大部分是氦和薄薄一层氢的壳，但是很快就会因为强劲的恒星风而消失。这种类型的恒星可能有几种不同的起源，但是它们至少有一部分有著燃烧氦的壳层，使核心的能量得以增强，并增加这些恒星的高亮度区域。
演化.
近几年来，对低于120太阳质量O型星的生命周期有很好的参照。不同金属量范围的恒星在自身进化的转动速率上有很大的变化，但基本保持不一样。
O型星几乎从零龄主序星开始，就缓慢的移动，逐渐变凉和轻微的增亮。虽然它们在光谱上的特征会被描述为巨星或超巨星，它们仍会以和太阳这种低质量恒星不同的方式，在核心持续燃烧氢达数百万年。多数的O型主序星或多或少的会在赫罗图上水平发展至温度较低，成为蓝超巨星。当恒星膨胀并冷却后，顺利的在核心点燃氦融合反应。依据它们确实的质量，会有许多复杂的阶段，但质量最低的O型星最终演变成红超巨星时，仍在其核心燃烧著氦。如果它们的第一次爆炸没有成为超新星，它们将失去外壳层并且表面变得更热，然后在最后成为沃夫–瑞叶星的状态之前，会经历多次且一次比一次长的蓝回绕。
质量更大的恒星，最初就比O9主序星更热，由于强大的对流和高亮度将外层很快地吹散，永远不会成为红超巨星。25–60的恒星在爆炸成为超新星之前，可能会演化成为黄超巨星，或演化回到较高的温度。超过60太阳质量的，O型星会短暂演化成为蓝超巨星或高光度蓝变星阶段，就直接成为沃夫–瑞叶星。质量最大的O型星，当核心的物质开始经由对流流向表面，就发展成为WNLh光谱类型，它们都是存在的最明亮恒星。
低到中等质量的恒星年龄，有著许多不同的路径，经由红巨星、水平分支、渐近巨星分支（AGB），和之后的后AGB阶段。后AGB演化通常涉及戏剧性的质量流失，有时会留下一个行星状星云和留下一颗越来越热，曝露的恒星内部。如果有足够的残余氢气和氦气，这些小但非常热的恒星就会有O型星的光谱。它们的温度会增加，直到壳层的燃烧和质量的损失停止，然后它们冷却成为白矮星。
有些质量或化学物质的结构，或许可能是联星交互作用的结果，有些低质量恒星在水平分支或AGB阶段会变得异常炙热。这可能有许多方面的原因，包括恒星合并或晚期热脉冲再点燃AGB恒星，目前还未能万全理解。这些显然非常热的OB星，但只有适度的发光，并且会低于主序星。它们包括O（sdO）和B（sdB）的热次矮星，然而它们可能以完全不同的方式演化。sdO型星有著很明确的正常O型星光谱，但是亮度大约只有太阳的一千倍。
例子.
O型星很罕见但很明亮，所以它们很容易就可以检测到，因此有很多裸眼可见的例子。
位置.
螺旋臂.
O型主序星倾向出现在螺旋星系的螺旋臂中。这是因为随著螺旋臂穿过空间时，它将以它的方式压缩分子云内的气体。这些分子云的初始压缩导致恒星的形成，其中一些是O和B型星。此外，这些恒星存在的时间较短，在它们死亡前不会移动太远的距离，所以它们都留在出生时所在的螺旋臂或接近的附近区域附近。换言之，低质量的恒星因为存在的较久，因而可以遍布在星系盘面的各处，包括在螺旋臂内。
O/OB星协.
星协是在开始形成时由彼此间的引力束缚在一起的恒星集团。但是，这些恒星彼此间快速的相对运动，使得相互间的引力不易将它们约束在一起。在年轻的星协，多数的光来自O和B型恒星，所以这类星协会被称为OB星协。
分子云.
在分子云中诞生的O型星，不仅会在星云中产生破坏者性的影响，还可能引发新恒星的形成。O型恒星辐射出大量的紫外线，会电离分子云中的气体，并且将它们推挤开。
O型星也有强大的恒星风，速度不下于每秒数千公里，可以在分子云内吹出包围著恒星的气泡。
O型星爆炸成超新星，当它们死亡时，释放出的大量能量，有助于分子云的分裂。
这些影响到分散的剩余分子云物质，最终阻止新恒星的诞生，和可能留下一个年轻的疏散星团。
然而，分子云溃散之前，被膨胀的气泡扫掠（称为搜集或坍缩）的气体，或现有被压缩（称为辐射驱动的向内爆炸），都会导致新恒星的诞生。触发恒星形成的证据出现在大量恒星形成的区域，例如仙王座B和象鼻管星云（约有4-25%的恒星在这儿形成）。