1. Courte durée de vie: Ces étoiles sont incroyablement massives et chaudes, brûlant leur carburant à l'hydrogène à un rythme furieux. Par conséquent, leur durée de vie de séquence principale est extrêmement courte, de l'ordre de quelques millions d'années pour les étoiles O et des dizaines de millions d'années pour les étoiles B. Cela contraste avec notre soleil, qui passera environ 10 milliards d'années sur la séquence principale.

2. Évolution rapide: En raison de leur masse élevée, les étoiles O et B évoluent rapidement. Ils épuisent rapidement leur carburant d'hydrogène, se développent en géants et finissent par exploser sous forme de supernovae. Cette évolution rapide réduit le temps qu'ils passent en tant qu'étoiles de séquence principale.

3. Taux de formation: Alors que les étoiles massives se forment plus fréquemment que prévu en raison de l'effondrement gravitationnel des nuages ​​de gaz, ils ne représentent qu'une petite fraction des étoiles qui se forment dans une galaxie.

4. Métallicité: La formation d'étoiles massives est plus fréquente dans les régions avec une métallicité plus élevée (la présence d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium). Bien que la métallicité puisse varier d'une galaxie, la proportion globale d'étoiles massives reste relativement faible par rapport aux étoiles moins massives comme notre Soleil.

5. Biais d'observation: Bien que les étoiles massives soient rares, leur luminosité les rend plus faciles à observer. Cela signifie que nous pouvons surestimer leur nombre par rapport aux étoiles plus petites et plus faibles qui sont plus difficiles à détecter.

en résumé, La combinaison de la durée de vie courte, de l'évolution rapide et de la rareté relative en termes de taux de formation rend les étoiles de séquence principales O et B rares par rapport à d'autres types d'étoiles.