爱华网超巨星(supergiant)：光度、体积比巨星大而密度较小的恒星。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（见右图左上黄色星）和心宿二。超巨星的质量有人认为应大于5 个太阳质量。由于光谱型相同的恒星其表面温度也相同，因而单位表面积的辐射能率也必相同。
超巨星_超巨星 -特点
特超巨星
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。例如食双星，仙王座VV中的红超巨星，其半径大约为太阳半径的1300-1900倍，绝对星等为-6.91，约比太阳亮48000倍，总辐射能量则高达太阳的30万倍。而蓝超巨星
天津四的绝对星等为-8.37，约比太阳亮190000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。
超巨星的大小一般比太阳大25-500倍，某些红超巨星则可以超过太阳的1500倍。但是它们的质量一般只有太阳的10倍至50倍，因此它们的密度就比太阳的密度小的多。巨星的平均密度可以和地上气体的密度相比，而超巨星的密度只有水的密度的千分之一，这是一个有趣的现象。原来恒星世界的巨人，其实却是虚有其表的庞然大物。
超巨星_超巨星 -区分
矮星
（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。
巨星
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。
区别
矮星、巨星和超巨星是如何区分的？
超巨星
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0。超巨星的质量是太阳的10至70倍，亮度为太阳光度的30,000至数百万倍，半径变化也很大，通常是太阳半径的30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。因为她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，像在星系麦哲伦星云中的分布状态。宇宙中的第一颗恒星，被认为是比存在于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，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，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。目前所知最大的几颗恒星，依据体积的大小而不是最亮或最重的，是大犬座VY、WOH G64、仙王座VV、仙王座 V354、人马座 KW、天鹅座 KY和仙王座μ (the Garnet Star)。 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。
