特点

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1600-1900倍，绝对星等为-6.91，约比太阳亮115000，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 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。

超巨星的半径一般比太阳大20到1000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5倍至80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。

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？

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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8至30倍，亮度为太阳光度的10,000至数百万倍，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。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，并且藉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，被认为是比存在於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。 再找找<pre>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。