通常 ， 正常的恒星按其光谱特征被分为O、B、A、F、G、K、M型 。 这个分类序列也代表着一个温度序列 ， 其中O型星温度最高 ， 而M型星温度最低 。 随着观测技术的发展 ， 最近人们发现了更冷的L和T型星 ， 甚至还有最冷的Y型星 。
大多数人对恒星的认识 ， 几乎都来自于常见的F、G、K型星 ， 但作为最早的O型星 ， 其质量一般要超过16个太阳质量 ， 温度在3万度以上 ， 光度至少是几万个太阳光度 ， 与我们常见的F、G、K型星相比 ， O型星有自己独特的性质 。

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图1. 不同光谱类型星大小和颜色对比（图源: Wikimedia Commons）
矮星阶段
O型星光度的划分标准 ， 与我们常见的F、G、K星的划分标准有本质的不同：O型星的光度是根据星风强弱 ， 而常见的F、G、K星是根据核心区是否有氢燃烧 。 当F、G、K星的能量来自于中心的氢燃烧 ， 我们就说它们是矮星 ， 否则就不是矮星 。 但对于O型星来说 ， 中心氢仍然在燃烧时 ， 其表面星风有可能已经非常大了 ， 一些受星风影响的线（如He II4686）已经出现了很强的发射 ， 从而被划为O型超巨星 ， 但从常见的冷星光度划分标准看 ， 此时它应该是矮星 。
虽然O型星的质量一般要超过16个太阳质量 ， 温度在3万度以上 ， 但它的可见光波段的颜色几乎和一颗质量为2个太阳质量 ， 温度为1万多度A型星相差不大 。 这是因为O型星的辐射主要是在紫外波段 ， 温度的增加不会明显影响可见光波段的颜色 。
O型星的寿命非常短 ， 一个120个太阳质量的O型星 ， 寿命仅为300万年 ， 而质量最小的O型星 ， 寿命也只有1300万年 ， 这就导致了这些O型星往往终其一生也无法离开它们的出生星云 。 由于它们深埋在星云深处 ， 有厚厚的尘埃遮挡 ， 所以有很大的消光和红化 ， 从而变得非常昏暗且颜色很红 ， 看起来与常见的F、G、K型冷星类似 ， 从而仅仅通过测光颜色无法把O型星从众多的银盘场星中分辨出来（见图2） 。

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图2. M42猎户星云内部的大质量恒星照亮了周围星云（图源：见图片）
我们很难发现婴儿时期的主序O型星 。 因为这些刚出生的O型星往往都深埋在尘埃气体中 ， 不容易被发现 。 当它们能产生足够强的星风把周围物质吹散 ， 进而被我们观测到时 ， 它们有可能已经离开零龄主序很久了 。 但是我们确实看到了一些星风非常小的O型星 ， 从而把这些星风小的O型星看做最接近零龄主序的星 。
【动平衡|最热星的冷知识】由于O型星的温度非常高 ， 甚至矮星的大气模型不能用描述F、G、K型冷星大气的局部热动平衡方程来刻画 ， 而只能用非局部热动平衡方程来刻画 。 我们常用的基于局部热动平衡的Kurucz模型 ， 即使在50000度时也无法产生O型星的He II 线 。 而现在比较流行的几个描述热星大气的非局部热动平衡模型 ， 都能很好的产生O型星中的He II线 。
O型星光谱即使是在矮星阶段短时间内往往也会发生变化 。 这种变化往往是由于双星或多星引起的 。 因为大质量恒星往往处在双星系统甚至是多星系统中 ， 超过70%的大质量恒星处于密近双星系统 ， 随着演化都会与其伴星产生物质交流 。 而这种密近双星很难在测光上分开 。 因此我们看到的O型星光谱其实是两颗或多颗星的混合光谱 。 图三展示了两次观测的HD 46966光谱之间的变化 。 另外很多O型星受星风的影响 ， 光谱也会发生变化 ， 但至今也不是很清楚星风为何发生变化 。