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''' 超巨星 ''' 是质量、 [[ 体积 ]] 最大，且 [[ 光度 ]] 最亮的 [[ 恒星 ]] ，绝对星等在-3～-8等之间， [[ 温度 ]] 范围从3,450K至20,000K不等，盘据在赫罗图顶端位置的区域。

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。

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。

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。

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。 ==参考文献==