![超巨星[恆星]](/img/b/538/nBnauM3X0YzM4gzNyYDM2YDO1UTM1QDN5MjM5ADMwAjMwUzL2AzLzUzLt92YucmbvRWdo5Cd0FmLwE2LvoDc0RHa.jpg "超巨星[恆星]")
特點
特超巨星超巨星的光度很大，說明其表面積顯然比光譜型相同的非超巨星 大。例如紅超巨星盾牌座UY，其半徑大約為太陽半徑的1708±192倍，絕對星等為-7以下，約比太陽亮5萬倍，總輻射能量則高達太陽的34萬倍。而藍超巨星 天津四的絕對星等為-8.37，約比太陽亮230000倍。已測到一些藍超巨星，黃超巨星和紅超巨星的射電輻射，這對於研究其大氣結構和活動，星周物質，星風和質量損失等問題十分重要。高能天文台2號衛星已測得獵戶座ε，κ 等星的X射線，這和它們的星冕、星風等有關。超巨星明顯地集中在銀道面和旋臂附近。它們的動力學特性與銀河系中的氣體物質相似。60%的超巨星屬於O，B星協或銀河星團。超巨星的年齡和演化問題是十分重要的研究課題，爭論較多。
分類、溫度
超巨星分為藍超巨星（O型到A型）、黃超巨星（F型到K型早期）、紅超巨星（K型晚期到M型）
超巨星的溫度範圍非常廣泛，最熱的藍超巨星例如船底座大星雲中的WR25，表面溫度達到近50000K之高，最冷的M型超巨星大部分位於3500K附近。已知最冷的超巨星是人馬座VX,該星表面溫度平均僅有2900K。
超巨星按亮度分類可以分為Ia（明亮的超巨星，例如天津四），Iab（中等亮度的超巨星，例如天津一），Ib（較暗弱的超巨星，例如危宿三）。此外還有一些恆星介於超巨星和亮巨星之間，形成一個過渡帶（這類恆星大部多分是周期較短的經典造父變星，例如北極星、造父一）
Ia0則是特超巨星。
半徑
超巨星相對太陽來說均是巨大的恆星，但是超巨星之間的半徑也有著顯著的差異。最熱、最亮的O型超巨星反而是最小的，它們一般是太陽的15到30倍大。而最冷的M型紅超巨星通常在太陽的500倍以上，例如盾牌座UY這顆紅超巨星的直徑就有太陽的1708倍之大。
質量、光度
傳統超巨星均為大質量的恆星，它們至少具有太陽的5倍質量。一些O型的超巨星的質量可達太陽的10倍以上。例如獵戶座中的參宿二，其質量至少是太陽的50倍。由於質量巨大，超巨星的光度也都很大，即使是最暗的紅超巨星也有太陽的1000倍以上的熱光度。O型超巨星是最熱、最亮的超巨星，一顆大質量的O型超巨星的光度可以超過太陽的百萬倍。
超巨星的光度變化
超巨星是不穩定的恆星，大部分的超巨星都具有光變。
藍超巨星中有相當一部分屬於天鵝座α型變星,藍特超巨星則大多屬於LBV―亮藍變星（又稱高光度藍變星）
黃超巨星中具有為數眾多的造父變星,以及SRd型的半規則變星.其中SRd型變星包含了最亮的黃超巨星和特超巨星,是恆星中的巨獸.
紅超巨星幾乎都是變星,它們一般屬於SRc和Lc型,前者具有多重周期,後者則是沒有固定變光周期的爆發式變光.
特殊的超巨星
除了傳統意義上年輕而質量巨大的典型超巨星，有一些中小質量恆星在演化末期也會具有某些超巨星的性質，因此而獲得超巨星的光譜分類。但本質上它們與典型的超巨星是完全不同的兩類恆星。例如金牛座RV型變星常常被歸類為黃到橙色的亮超巨星，但實際上它們的亮度比起Ia型的黃超巨星要小得多（F8Ia型的弧矢一擁有太陽8萬多倍的亮度，而金牛座RV型變星大部分亮度不超過太陽的1萬倍），質量更是只有太陽的60%。這些恆星僅僅是因為演化到了末期，表面重力極低而產生類似於超巨星的光譜。實際上它們過去只是和太陽相仿的普通恆星。
其他類似的偽超巨星還有處女座W型變星，部分極度膨脹的長周期變星，望遠鏡座PV型變星以及北冕座R型變星。他們的共同特徵為質量低下，年齡高達數十億年甚至上百億年，是即將演化為白矮星的晚期恆星。
幾種類型恆星的區別
矮星
（Dwarf star）：像太陽一樣的小主序星，如果是白矮星，就是像太陽一樣的一顆恆星的遺骸。褐矮星沒有足夠的物質進行熔化反應。原指本身光度較弱的星，現專指恆星光譜分類中光度級為V的星，即等同於主序星。光譜型為O、B、A的矮星稱為藍矮星（如織女一、天狼），光譜型為F、G的矮星稱為黃矮星（如太陽），光譜型為K及更晚的矮星稱為紅矮星（如南門二乙星）。但白矮星、亞矮星、“黑矮星”則另有所指，並非矮星。物質處在簡併態的一類弱光度恆星“簡併矮星”也不屬矮星之列。“黑矮星”則是理論上估計存在的天體，指質量大致為一個太陽質量或更小的恆星最終演化而成的天體，它處於冷簡併態，不再發出輻射能；也有人專指質量不夠大（小於約0.08太陽質量）、已沒有核反應能源的星體。
巨星
是在天文中指光度比一般恆星(主序星)大而比超巨星小的恆星。
矮星、巨星和超巨星是如何區分的？
超巨星超巨星是質量最大的恆星，在赫羅圖上占據 著圖的頂端，在約克光譜分類中屬於Ia(非常亮的超巨星)或Ib (不很亮的超巨星)，但最明亮的超巨星有時會被分類為Ia0。超巨星的質量是太陽的8至30倍，亮度為太陽光度的10,000至數百萬倍，半徑變化也很大，通常是太陽半徑的20至500倍，甚至超過1000倍太陽半徑。斯特凡-波茲曼定律顯示紅超巨星的表面，單位面積輻射的能量較低，因此相對於藍超巨星的溫度是較冷的，因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。因為它們的質量是如此的巨大，因此壽命只有短暫的一千萬至五千萬年，所以只存在於年輕的宇宙結構中，像是疏散星團、螺旋星系的漩渦臂，和不規則星系。在螺旋星系的核球中很罕見，也未曾在橢圓星系或球狀星團中被觀測到，因為這些天體都是由老年的恆星組成的。超巨星的光譜占據了所有的類型，從藍超巨星早期型的O型光譜，到紅超巨星晚期型的M型都有。參宿七，在獵戶座中最亮的恆星，是顆藍白色的超巨星，參宿四和天蠍座的心宿二則是紅超巨星。超巨星模型的塑造依然是研究領域中活躍且有困難之處的區塊，例如恆星質量流失的問題就仍待解決。新的趨勢與研究方法則不只是要塑造一顆恆星的模型，而是要塑造整個星團的模型，並且藉以比較超巨星在其中的分布與變化，例如，像在星系麥哲倫星雲中的分布狀態。宇宙中的第一顆恆星，被認為是比存在於如今的宇宙中的恆星都要明亮與巨大的。這些恆星被認為是第三星族，她們的存在是解釋在類星體的觀測中，只有氫和氦這兩種元素的譜線所必須的。大部分第二型超新星的前身被認為是紅超巨星，然而，超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過，可能在強大的恆星風將外面數層的氣體殼吹散前他是一顆紅超巨星。 再找找<pre>當然是中子星的密度大，公式是ρ（密度）=M（質量）/V（體積）。中子星的密度是10億噸/每立方厘米，白矮星100萬噸 /每立方厘米，超巨星小於一克/每立方厘米，金屬鋨22克/每立方厘米。
