超巨星(supergiant)： 恒星 名，位于 赫罗图 的最顶端，它们是光度最强的恒星之一。它们的 绝对星等 亮于-2等。肉眼所见的最亮的蓝（热）超巨星是 参宿七 和 天津四 ，最亮的红（冷）超巨星是 参宿四 和 心宿二 。
恒星概述
超巨星是质量最大的恒星，在赫罗图上占据着图的顶端，在约克光谱分类中属于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时会被分类为Ia0。超巨星的质量是 太阳 的8至30倍，亮度为太阳光度的10,000至数百万倍。它们的半径变化也很大，通常是太阳半径的20至500倍，甚至超过1000倍太阳半径。斯特凡-波兹曼定律显示 红超巨星 的表面，单位面积辐射的能量较低，因此相对于 蓝超巨星 的温度是较冷的，因此有相同亮度的红超巨星会比蓝超巨星更巨大。因为它们的质量是如此的巨大，因此寿命只有短暂的一千万至五千万年，所以只存在于年轻的 宇宙 结构中，像是疏散 星团 、 螺旋星系 的漩涡臂，和 不规则星系 。它们在螺旋星系的核球中很罕见，也未曾在椭圆星系或 球状星团 中被观测到，因为这些 天体 都是由老年的 恒星 组成的。
超巨星的光谱占据了所有的类型，从蓝超巨星早期型的O型光谱，到 红超巨星 晚期型的M型都有。 参宿七 ，在 猎户座 中最亮的恒星，是颗蓝白色的超巨星， 参宿四 和 天蝎座 的 心宿二 则是红超巨星。超巨星模型的塑造依然是研究领域中活跃且有困难之处的区块，例如 恒星质量流失 的问题就仍待解决。新的趋势与研究方法则不只是要塑造一颗恒星的模型，而是要塑造整个 星团 的模型，并且借以比较超巨星在其中的分布与变化，例如，像在星系麦哲伦星云中的分布状态。
宇宙 中的第一颗 恒星 ，被认为是比存在于如今的宇宙中的恒星都要明亮与巨大的。这些恒星被认为是第三 星族 ，它们的存在是解释在 类星体 的观测中，只有氢和氦这两种元素的 谱线 所必须的。大部分第二型 超新星 的前身被认为是 红超巨星 ，然而，超新星1987A的前身却是 蓝超巨星 。不过，在强大的恒星风将外面数层的气体壳吹散前它可能是一颗红超巨星。所知最大的几颗恒星，依据体积的大小排序如下： 盾牌座UY 、 天鹅座NML 、 仙王座RW 、 WOH G64 、 仙后座PZ 、 维斯特卢1-26 、 人马座VX 、 大犬座VY （the Garnet Star）。以上排名与亮度和重量无关。
恒星特点
超巨星的光度很大，说明其表面积显然比光谱型相同的非超巨星大。例如 红超巨星 盾牌座UY，其半径大约为 太阳 半径的1708±192倍， 绝对星等 为-7以下，约比太阳亮5万倍，总辐射能量则高达太阳的34万倍。而 蓝超巨星 天津四 的绝对星等为-8.37，约比太阳亮230000倍。已测到一些蓝超巨星， 黄超巨星 和红超巨星的射电辐射，这对于研究其大气结构和活动，星周物质， 星风 和质量损失等问题十分重要。
高能天文台2号 卫星 已测得 猎户座 ε，κ等星的X射线，这和它们的星冕、星风等有关。超巨星明显地集中在银道面和 旋臂 附近。它们的 动力学 特性与 银河系 中的气体物质相似。60%的超巨星属于O，B 星协 或 银河系 星团 。超巨星的年龄和演化问题是十分重要的研究课题，争论较多。
恒星半径
超巨星相对 太阳 来说均是巨大的恒星，但是超巨星之间的半径也有着显著的差异。最热、最亮的 O型 超巨星反而是最小的，它们一般是太阳的15到30倍大。而最冷的M型 红超巨星 通常在太阳的500倍以上，例如 盾牌座UY 这颗红超巨星的直径就有太阳的1708倍之大。
质量光度
传统超巨星均为大质量的恒星，它们至少具有太阳的5倍质量。一些O型的超巨星的质量可达 太阳 的30倍以上。例如 猎户座 中的 参宿二 ，其质量至少是太阳的40倍。由于质量巨大，超巨星的光度也都很大，即使是最暗的 黄超巨星 也有 太阳 的1000倍以上的热光度。 O型 超巨星是最热、最亮的超巨星，一颗大质量的O型超巨星的光度可以超过太阳的百万倍。
光度变化
超巨星是不稳定的 恒星 ，大部分的超巨星都具有光变能力。
蓝超巨星 中有相当一部分属于 天鹅座 α型 变星 ,蓝 特超巨星 则大多属于LBV― 亮蓝 变星（又称高光度蓝变星）
黄超巨星中具有为数众多的 造父变星 ,以及SRd型的半规则 变星. 其中SRd型变星包含了最亮的黄超巨星和特超巨星，是恒星中的巨兽.
红超巨星 几乎都是变星，它们一般属于SRc和Lc型，前者具有多重周期，后者则是没有固定变光周期的爆发式变光.
恒星分类
超巨星分为蓝超巨星（ O型 到A型）、 黄超巨星 （F型到K型早期）、红超巨星（K型晚期到M型）
超巨星的温度范围非常广泛，最热的 蓝超巨星 例如 船底座星云 中的WR25，表面温度达到近50000K之高，最冷的M型超巨星大部分位于3500K附近。已知最冷的超巨星是 人马座VX ，该星表面温度平均仅有2900K。
超巨星按亮度分类可以分为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（较暗弱的超巨星，例如 危宿三 ）。此外还有一些 恒星 介于超巨星和亮巨星之间，形成一个过渡带（这类恒星大部分是周期较短的经典造父变星，例如 北极星 、 造父一 ）
Ia0则是 特超巨星 。
特殊的超巨星
除了传统意义上年轻而质量巨大的典型超巨星，有一些中小质量恒星在演化末期也会具有某些超巨星的性质，因此而获得超巨星的光谱分类。但本质上它们与典型的超巨星是完全不同的两类恒星。例如金牛座RV型 变星 常常被归类为黄到 橙色 的亮超巨星，但实际上它们的亮度比起Ia型的 黄超巨星 要小得多（F8Ia型的 弧矢一 拥有 太阳 8万多倍的亮度，而金牛座RV型变星大部分亮度不超过太阳的1万倍），质量更是只有太阳的60%。这些 恒星 仅仅是因为演化到了末期，表面重力极低而产生类似于超巨星的光谱。实际上它们过去只是和太阳相仿的普通恒星。
其他类似的伪超巨星还有 处女座 W型变星，部分极度膨胀的长周期变星，望远镜座PV型变星以及 北冕座R 型变星。他们的共同特征为质量低下，年龄高达数十亿年甚至上百亿年，是即将演化为 伴星 的晚期恒星。
矮星介绍
Dwarf star，像太阳一样的小 主序星 。如果是白矮星，就是像太阳一样的一颗恒星的遗骸。褐矮星没有足够的物质进行熔化反应。原指本身光度较弱的星，现专指 恒星光谱 分类中光度级为V的星，即等同于。光谱型为O、B、A的矮星称为蓝矮星（如 天狼星 、织女一），光谱型为F、G的矮星称为黄矮星（如 太阳 ），光谱型为K及更晚的矮星称为红矮星（如 南门二 乙星）。但白矮星、 亚矮星 、“ 黑矮星 ”则另有所指，并非矮星。物质处在简并态的一类弱光度 恒星 “简并 矮星 ”也不属矮星之列。
“黑矮星”则是理论上估计存在的 天体 ，指质量大致为一个太阳质量或更小的恒星最终演化而成的天体，它处于冷简并态，不再发出 辐射能 ；也有人专指质量不够大（小于约0.08太阳质量）、已没有 核反应 能源的星体。
巨星介绍
是在天文中指光度比一般恒星( 主序星 )大而比超巨星小的恒星。
大部分第二型 超新星 的前身都被称为 红超巨星 ，然而，超新星1987A的前身却是 蓝超巨星 。但可能在强大的恒星风将外面数层的气体壳吹散前他是一颗红超巨星。在 恒星 中寻找并对比的话，当然是 中子星 的密度大，根据计算公式ρ（密度）=M（质量）/V（体积）。中子星的密度是10亿吨/每立方厘米， 伴星 100万吨/每立方厘米，超巨星小于一克/每立方厘米，金属 22克/每立方厘米。