超巨星

定义

超巨星这个头衔，适用于恒星，但是没有一个具体的定义。最初，埃纳·赫茨普龙只提出巨星这个类型，但很明显的，它们在赫罗图中落在两个不同的区域。一个区域包含更大、更亮，光谱类型从A到M的恒星﹐称为巨星。其次，虽然它们都没有可测量的视差，但很明显的，这些恒星中的一些体积确实比较大和比较明亮，很快的就产生超巨星这个名词。

光谱光度类型

超巨星可以根据他的光谱来识别，有独特的细致谱线与高光度，和低表面重力。在1897年，安东妮亚·莫里根据光谱线的宽度划分恒星的类型，她识别出谱线最窄的恒星是c类。然而，当时还不知道这些都是最耀眼的恒星。在1943年，摩根和肯纳分类和定义恒星光谱光度时，I指的就是超巨星。现在仍在使用相同系统的MK亮度分类，已在提高分辨率的现代光谱下得到改进。每个光谱类型，从年轻的蓝色O型到高度演化的红色M型都有超巨星。因为它们的体积比主序列和相同光谱类型的恒星都要巨大，所以它们的表面重力较低，这些可以从它们谱线轮廓上的变化观察到。超巨星也会演化出比主序星更多和更高阶的重元素。这是以MK光度系统为基础，它完全只依据观察到的光谱来做的亮度分类。
除了低表面重力和核聚变造成的谱线变化，最耀眼的这些恒星还有高质量损耗率，并驱散恒星周围的物质产生云层，这些物质可以产生像是天鹅座P和禁线等发射线。MK系统分配给超巨星的光度类型是Ia和Ib；0（零）或Ia⁺则是特超巨星。实际上，这样的分类还是不能很好的定义，因此有更多的细分以达到连续性，例如Iab就是用于中等光度的超巨星。超巨星的光谱经常还会加上特别的标注以呈现光谱特质，例如B2 lae或F5 Ipec。

发展中的超巨星

超巨星也可以被定义为某些恒星在演化历史中的特定阶段。初始质量在8-10 M☉以上的恒星，很快的耗尽它们的氢气之后，顺利的启动氦融合的反应，并在耗尽氦之后继续融合更重的元素，直到它们形成铁芯，此时核心坍缩产生II型超新星。一旦这些大质量的恒星离开主序带，它们的大气层就会膨胀，于是就会被描述为超巨星。初始质量低于10 M☉的恒星，永远不会形成铁芯，因而在演化的条件下尽管光度能达到太阳的数千倍，也不会变成超巨星。在氦耗尽之后，它们无法融合碳和更重的元素，所以最终只是失去外层，留下成为白矮星的核心。当这些恒星具有氢和氦燃烧壳层的阶段，就会进入渐近巨星分支（AGB）的阶段，逐渐成为越来越亮的M型星。质量介于8-10 M☉的恒星，可能有足够的碳在AGB阶段产生氧、氖核和电子捕获超新星，但天体物理学家将这种归类为超渐近巨星分支星（super-AGB star），而不是超巨星。

性质

超巨星的质量介于8至12倍太阳质量以上，和光度大约从1,000到超过100万倍太阳的光度。它们的半径有很大的差异，通常是太阳半径（R☉）的30至500倍。它们的质量也足够在核心简并之前进行氦融合的燃烧，没有氦闪，也没有低质量恒星所经历的强大上翻。他们继续点燃更重元素的燃烧，直到铁的产生。也因为它们的大质量，它们注定爆炸成为超新星。
斯特凡-波兹曼定律支配了红超巨星相对于蓝超巨星有相对凉爽的表面，即单位面积辐射的能量要少得多；因此，对于一个给定的光度，红超巨星要比对应的蓝超巨星大。辐射压力限制最大的低温超巨星半径大约落在1,500–2,600 R☉，和质量最大的热超巨星光度大约是100万L☉（Mbol around −10）。在这附近和偶尔超过极限的恒星会变得不稳定、跳动，并经历快速的质量流失。

表面重力

超巨星的光度类别是依据光谱特征分配的，主要是测量表面重力，虽然这样的恒星也受到其它属性，如微湍流的影响。超巨星的表面重力通常在log(g)2.0cgs或更低，然而明亮的巨星（光度类别为II）在统计学上有非常相似于正常Ib超巨星的表面重力。低温的超巨星表面有较低的表面重力，而最明亮（和不稳定）的恒星其log(g)在零的附近。越热的超巨星，即使有更明亮的光度，由于质量巨大和半径较小，表面重力大约是1。

温度

在所有主要的光谱类型和整个的温度范围，从M型中间附近的3,000至3,450K的低温，到最热超过40,000K的O型，都有超巨星。 通常没有发现温度比中M更低的超巨星。这在理论上是可以预期的，因为这将会是灾难性的不稳定；然而，在诸如人马座VX等极端的恒星中，有潜在的例外。
虽然从O到M的每一种光谱类型中都有超巨星，但大多数的超巨星都是光谱型B，比其它光谱类型的总和还要多。最小的一个群组包括亮度非常低的G型超巨星，这些中间质量的恒星会在核心燃烧氦，然后成为渐近巨星分支星。一个明显的群组，甚至比同类光谱的主序星更多，是由最前面的B（B0-2）和很后面的O（O9.5）这些高亮度的超巨星组成。
蓝色、黄色和红色超巨星的相对数量是恒星演化速度的指示器，被用来做为大质量恒星演化模型的有力测试。

光度

超巨星或多或少的占据在赫罗图整个上端水平的位置，但在不同的光谱类型上有一些变化。这些变化的部分原因是因为用不同的方法测量不同光谱类型的光度，有部分是恒星在物理上实际的差异。
恒星的全波段光度反映了所有波长电磁辐射的总输出。对于非常热和非常凉的恒星，全波段光度显著的高于视光度，有时因数大小会达到5甚至更多。这种全波段校正对B光谱的中间、K的后段和M的前段类型大约是1星等，对O和中间的M类型大约是3星等（因数为15）。
所有的超巨星都比相同温度的主序星更大、更明亮。这意味着热超巨星位于明亮的主序星之上一个相对狭窄的波段。一颗B0主序星的绝对星等大约是-5，这意味着所有的B0超巨星的绝对星等都比-5更明亮。即使最黯淡的蓝超巨星，全波段光度都是太阳（L☉）的数万倍。最亮的可以是over a million L☉，并且经常是不稳定的天鹅座α型变星和高光度蓝变星。
最热的超巨星与最前端的O型星超越主序带的O型星与巨星之上占据在极狭窄的光度范围内。它们的光谱不能与一般（Ib）或明亮（Ia）的超巨星归类在一起，通常需要附加其它的修饰语，像是"f"表示有氮和氦的发射线（例如HD 93129A的光谱是O2If）。
黄超巨星被认为其绝对星等比-5等黯淡许多，在一些例子中只有-2等左右（例如英仙座14）。全波段校正的值大约是零，它们的光度大约只是太阳的数百倍。然而，它们不是大质量恒星；相对的，它们只是表面重力特别低的中等质量恒星，而且通常是不稳定的，例如脉动的经典造父变星。这些中等质量的恒星在演化中相对持久的一个阶段会被归类为超巨星，低光度的黄超巨星在演变中占了很大的数量。最明亮的黄色恒星，黄特超巨星，是在视觉上最明亮的恒星，它的绝对星等大约是-9等，但依然低于100万L☉。
红超巨星的亮度有一个明确的上限，大约是50万L☉。比这更亮的恒星会在离开主序带之后，迅速的将它的外层脱落，使它依然维持热超巨星的状态。多数红超巨星是10-15 M☉的主序星，并且光度在100,000 L☉之下，只有极少数是M类型的亮超巨星（Ia）。归类为光度最暗的红超巨星通常是渐近巨星分支星或后渐近巨星分支星，是高度膨胀和不稳定的低质量恒星，像是金牛座RV型变星。大多数的渐近巨星分支星被归类为巨星（III）或亮巨星（II），但是特别不稳定的恒星，像是室女座W型变星，可能被归类为超巨星（例如，室女座W自身）。最暗的红超巨星其绝对星等大约是-3等。

变异性

虽然大多数超巨星，像是天鹅座α型变星、半规则变星和不规则变星，显示了某种程度的光度变异性，但某些类型的变异有很好定义的。不稳定带跨越过超巨星的区域，尤其有许多黄超巨星是经典造父变星。同一区域的不稳定延伸到一种极其罕见和短命的亮巨星类型，即包括更明亮的黄特超巨星。  许多北冕座R型变星，然而不是全部，是黄超巨星，但这种变化是由于它们不寻常的化学成分，而不是物理的不稳定。
更进一步类型的变星，像是金牛座RV型变星和望远镜座PV型变星，通常描述为超巨星。金牛座RV型变星RV由于他们的低表面重力，使得其光谱经常被归类为超巨星类，而它们通常是最明亮的渐近巨星分支星和后渐近巨星分支星，有着与太阳相似的质量；同样的，更罕见的望远镜座PV型变星也经常被归类为超巨星，但是光度比超巨星黯淡，并且和奇特的B[e]一样，光谱中极为缺乏氢。可能它们也是后渐近巨星分支星或是再生的渐近巨星分支星。
高光度蓝变星具有多个半规则周期周期与不太能预测的喷发和巨大的爆发。它们通常是超巨星或特超巨星，偶尔出现沃夫–瑞叶星的光谱－极端明亮、大质量，演化出有者扩展外层的恒星，但它们是非常独特和异常的，因此经常被作为单独的类别对待，不使用分配给超巨星或巨星的光谱类型。通常，因为它们具有奇特的性和高度变化的光谱特征，与温度变化会从8,000K到爆发时的20,000K，或更多时是安静的，因此它们的光谱类型就会被赋予LBV的标示。

化学丰度

超巨星表面各种元素的丰度不同于低光度的恒星。超巨星是演化中的恒星，可能已经经历了融合产物至表面的对流。
由于对流的作用将核聚变的产物挖掘到表面，和质量非常大的主序星，在壳层燃烧的上翻和外层的损失，凉爽的超巨星显示表面的氦和氮含量量有增加。氦是在核心和壳层中的氢融合形成的，氮是在碳氮氧循环的核聚变过程中相对于碳和氧积累的。同时，碳和氧的丰度会减少。红超巨星可以从光度区别，但是低质量的渐近巨星分支星经由深度的上翻，有不寻常的化学元素，包括碳-13、锂和S-过程的元素在表面。晚期的渐近巨星分支星可以变得高度富氧，产生氢氧迈射。
较热的超巨星会显示不同水准的氮富集。这可能是由于在主序带的旋转或因为一些蓝巨星是新近从主序带演变过来，而其它是以前就经过红超巨星的阶段。因为碳氮氧循环的物质对流到表面和表层完全的流失，后红超巨星的氮相对于碳的水准通常较高。表面的氦在后红超巨星中也有显著的增加，意味着超过三分之一的大气。

演化

O型主序星和质量最大的B型蓝白色恒星会演化成为超巨星。由于这些恒星极端的质量，它们的寿命都很短，只在数十万年至3,000万年之间。主要是在星系的年轻结构，例如疏散星团和螺旋星系的悬臂，以及不规则星系中，观察到它们。它们在螺旋星系的核球中的数量不多，也很少在主要由老年恒星构成椭圆星系或球状星团中观察到。
当大质量的主序星耗尽核心中的氢燃料时，会像低质量的恒星一样，它们开始膨胀，超巨星就这样发展起来。不同于低质量恒星的是，它们在核心的氢耗尽之后不久，就会顺利的进行氦融合反应。这意味着它们的亮度不会像低质量恒星那样明显的增加，而是几乎水平的在赫罗图中前进，成为红色的超巨星。另一点与低质量恒星不同的是，红超巨星有足够的质量可以融合比氦更重的元素。所以他们不会在氢氦氦和燃烧一段时间之后，不会将外壳的大气散逸成为行星状星云；反而是继续在核心燃烧较重的元素，直到他们塌缩。他们不会失去太多的质量来形成白矮星，所以它们在核心坍陷发生超新星爆炸之后，会留下一颗中子星或黑洞的遗骸。
质量大约超过40 M☉或更大的恒星，不会膨胀成为红超巨星。因为它们燃烧得太快，很快就会失去外层，到达蓝超巨星或者黄超巨星的阶段，然后返回成为更热的恒星。质量最大的恒星，大约超过100 M☉，几乎不会从O型主序星的位置上移动。它们的热对流非常有效，会将表面的氢混合至核心。它们会继续融合氢，直到整颗恒星的氢都被耗尽。然后通过一系列类似恒星的热和发光阶段迅速演化：超巨星、slash星、WNh-、WN-、和可能是WC-或WO-型的恒星。预期它们都会成为超新星爆炸，但目前还不清楚它们会演化到什么程度。这些核心还在燃烧的超巨星，可能需要一个稍微复杂的超巨星定义：有着更大体积和亮度的大质量恒星，由于核聚变还在进行并有新元素的累积，但仍然有一些氢还存在。
宇宙中的第一颗恒星，被认为比现仍存在于宙中的恒星更为明亮，质量也更大。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。它们可能比现今已知的任何超巨星都更巨大、更明亮；它们的结构完全不同，有着简约的对流和较少的质量流失。它们短暂的寿命可能以暴烈的光分解或不稳定对超新星而告终。

超新星前身

大部分II型超新星的前身被认为是红超巨星，而罕见的Ib/c超新星是由更热的，已经失去完全失去氢大气层的沃夫–瑞叶星演化形成。顾名思义，超巨星注定要以暴烈的方式结束它们的生命。质量够大的恒星开始融合比氦重的元素，并且似乎没有任何办法失去足够多的质量，以避免灾难性的核心塌陷，尽管有星恒星可能塌陷，进入自己中心的黑洞，然而几乎没有痕迹。
简单的"洋葱"模型显示，红超巨星不可避免地发展出铁芯，然后爆炸，已被证明过于简单。不寻常的II型超新星1987 A的前身是蓝超巨星，然而人们认为它已经度过了生命中的红超巨星阶段，绝对不是一种特殊的情况。现在的很多研究都聚焦在蓝超巨星如何作为超新星爆炸，以及红超巨星如何存活下来，再进而演化成为更热的超巨星。

著名的例子

超巨星是罕见的短命恒星，但是它们的高亮度意味着有许多肉眼可见的例子，也包括天空中一些最亮的恒星。猎户座中最亮的参宿七是一颗典型的蓝超巨星；天鹅座中最亮的天津四是一颗白超巨星；仙王座造父一是造父变星的原型，是黄超巨星；参宿四、心宿二和盾牌座UV是红超巨星。仙王座μ是肉眼可见最红的星，也是银河系中最大的恒星之一。仙后座ρ是一颗黄超巨星的变星，也是肉眼可见最明亮的恒星之一。