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Ia0。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。她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，她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。

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.

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，是即将演化为伴星的晚期恒星。

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。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），光谱型为F、G的矮星称为（如太阳），光谱型为K及更晚的矮星称为（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。

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。