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。

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0。超巨星的质量是太阳的5至150倍，亮度则为太阳光度的2,000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，像在星系麦哲伦云中的分布状态。

宇宙中的第一颗恒星，被认为是比存在于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他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。

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。

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。

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。

超巨星是不稳定的恒星，大部分的超巨星都具有光变。

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。

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大星云中的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（这类恒星大部多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。

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，是即将演化为白矮星的晚期恒星。

（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，即等同于主序星。光谱型为O、B、A的矮星称为蓝矮星（如织女一、天狼），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。

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。

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，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。

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，并且藉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，被认为是比存在於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，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。 再找找

当然是中子星的密度大，公式是ρ（密度）=M（质量）/V（体积）。中子星的密度是10亿吨/每立方厘米，白矮星100万吨 /每立方厘米，超巨星小于一克/每立方厘米，金属锇22克/每立方厘米。

2022年，坎塔布里亚大学的乔·迭戈团队发现了一颗红色的超巨星，这是一种在我们的宇宙之外从未见过的恒星，韦布空间望远镜可以借助其红外传感器将其识别出来。