1. Vida corta: Estas estrellas son increíblemente masivas y calientes, ardiendo a través de su combustible de hidrógeno a un ritmo furioso. En consecuencia, su vida útil de la secuencia principal es extremadamente corta, del orden de unos pocos millones de años para las estrellas O y decenas de millones de años para las estrellas B. Esto contrasta con nuestro sol, que pasará unos 10 mil millones de años en la secuencia principal.

2. Evolución rápida: Debido a su alta masa, las estrellas O y B evolucionan rápidamente. Rápidamente agotan su combustible de hidrógeno, se expanden en gigantes y eventualmente explotan como supernovas. Esta rápida evolución reduce el tiempo que pasan como estrellas de secuencia principal.

3. Tasa de formación: Si bien las estrellas masivas se forman con más frecuencia de lo esperado debido al colapso gravitacional de las nubes de gas, representan solo una pequeña fracción de las estrellas que se forman en una galaxia.

4. Metalicidad: La formación de estrellas masivas es más común en regiones con mayor metalicidad (la presencia de elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio). Si bien la metalicidad puede variar en una galaxia, la proporción general de estrellas masivas sigue siendo relativamente baja en comparación con las estrellas menos masivas como nuestro sol.

5. Sesgo observacional: Si bien las estrellas masivas son raras, su brillo las hace más fáciles de observar. Esto significa que podemos sobreestimar su número en comparación con estrellas más pequeñas y débiles que son más difíciles de detectar.

en resumen, La combinación de vidas cortas, evolución rápida y rareza relativa en términos de tasas de formación hace que las estrellas de secuencia principal de O y B sean poco comunes en comparación con otros tipos de estrellas.