超巨星,光度、體積比巨星大而密度較小的恆星.它們是光度最強的恆星.超巨星的光度很大,說明其表面積顯然比光譜型相同的非超巨星大.例如食雙星,仙王座VV中的紅超巨星,其半徑大約為太陽半徑的1600倍,目視波段的光度大約為太陽的3,000多倍,而藍超巨星天津四的可見光波段的光度為太陽的85000倍左右.目前已測到一些藍超巨星,黃超巨星和紅超巨星的射電輻射,這對於研究其大氣結構和活動,星周物質,星風和質量損失等問題十分重要.高能天文臺2號衛星已測得獵戶座ε,κ 等星的X射線,這和它們的星冕、星風等有關.超巨星明顯地集中在銀道面和旋臂附近.它們的動力學特性與銀河系中的氣體物質相似.60%的超巨星屬於O,B星協或銀河星團.
超巨星的年齡和演化問題是十分重要的研究課題,爭論較多.巨星和超巨星的體積都十分龐大,有的比太陽大一百倍乃至十萬倍,但是它們的質量一般只有太陽的幾倍至幾十倍,因此它們的密度就比太陽的密度小的多.巨星的平均密度可以和地上氣體的密度相比,而超巨星的密度只有水的密度的千分之一,這是一個有趣的現象.原來恆星世界的巨人,其實卻是虛有其表的龐然大物\x0d當一顆恆星度過它漫長的青壯年期——主序星階段,步入老年期時,它將首先變為一顆紅巨星.稱它為“巨星”,紅巨星是恆星燃燒到後期所經歷的一個較短的不穩定階段,根據恆星質量的不同,
歷時只有數百萬年不等,這是恆星幾十億年甚至上百億年的穩定期相比是非常短暫的.紅巨星時期的恆星表面溫度相對很低,但極為明亮,因為它們的體積非常巨大.在赫羅圖上,紅巨星是巨大的非主序星,光譜屬於K或M型.所以被稱為紅巨星是因為看起來的顏色是紅的,體積又很巨大的緣故.Taurus的畢宿五和牧夫座的大角星都是紅巨星.這以後恆星演化的過程是：核心收縮、外殼膨脹——燃燒殼層內部的氦核向內收縮並變熱,而其恆星外殼則向外膨脹並不斷變冷,表面溫度大大降低.這個 過程僅僅持續了數十萬年,這顆恆星在迅速膨脹中變為紅巨星.紅巨星一旦形成,就朝恆星的下一階段——白矮星進發.當外部區域迅速膨脹時,氦核受反作用力卻強烈向內收縮,被壓縮的物質不斷變熱,最終核心溫度將超過一億度,點燃氦聚變.最後的結局將在中心形成一顆白矮星.
超巨星,光度、體積比巨星大而密度較小的恆星.它們是光度最強的恆星.超巨星的光度很大,說明其表面積顯然比光譜型相同的非超巨星大.例如食雙星,仙王座VV中的紅超巨星,其半徑大約為太陽半徑的1600倍,目視波段的光度大約為太陽的3,000多倍,而藍超巨星天津四的可見光波段的光度為太陽的85000倍左右.目前已測到一些藍超巨星,黃超巨星和紅超巨星的射電輻射,這對於研究其大氣結構和活動,星周物質,星風和質量損失等問題十分重要.高能天文臺2號衛星已測得獵戶座ε,κ 等星的X射線,這和它們的星冕、星風等有關.超巨星明顯地集中在銀道面和旋臂附近.它們的動力學特性與銀河系中的氣體物質相似.60%的超巨星屬於O,B星協或銀河星團.
超巨星的年齡和演化問題是十分重要的研究課題,爭論較多.巨星和超巨星的體積都十分龐大,有的比太陽大一百倍乃至十萬倍,但是它們的質量一般只有太陽的幾倍至幾十倍,因此它們的密度就比太陽的密度小的多.巨星的平均密度可以和地上氣體的密度相比,而超巨星的密度只有水的密度的千分之一,這是一個有趣的現象.原來恆星世界的巨人,其實卻是虛有其表的龐然大物\x0d當一顆恆星度過它漫長的青壯年期——主序星階段,步入老年期時,它將首先變為一顆紅巨星.稱它為“巨星”,紅巨星是恆星燃燒到後期所經歷的一個較短的不穩定階段,根據恆星質量的不同,
歷時只有數百萬年不等,這是恆星幾十億年甚至上百億年的穩定期相比是非常短暫的.紅巨星時期的恆星表面溫度相對很低,但極為明亮,因為它們的體積非常巨大.在赫羅圖上,紅巨星是巨大的非主序星,光譜屬於K或M型.所以被稱為紅巨星是因為看起來的顏色是紅的,體積又很巨大的緣故.Taurus的畢宿五和牧夫座的大角星都是紅巨星.這以後恆星演化的過程是：核心收縮、外殼膨脹——燃燒殼層內部的氦核向內收縮並變熱,而其恆星外殼則向外膨脹並不斷變冷,表面溫度大大降低.這個 過程僅僅持續了數十萬年,這顆恆星在迅速膨脹中變為紅巨星.紅巨星一旦形成,就朝恆星的下一階段——白矮星進發.當外部區域迅速膨脹時,氦核受反作用力卻強烈向內收縮,被壓縮的物質不斷變熱,最終核心溫度將超過一億度,點燃氦聚變.最後的結局將在中心形成一顆白矮星.