特超巨星
特征赫罗图光谱型态、棕矮星、白矮星、红矮星、次矮星、矮星(主序星)次巨星、巨星、亮巨星、超巨星、特
超巨星绝对-星等(MV)即使有更精确的定义，特超巨星通常是指一种结构最微松散的大质量恒星。 在1956年，天文学家Feast和Thackeray使用超超巨星（super-supergiant）这个名词（之后才改为特超巨星）来描述绝对星等高于MV =-7的恒星。在1971年，肯那建议这个名词只应使用在有着明显的H-α发射谱线的超巨星，表示这是有着扩张的恒星大气层或相对而言有高速率质量流失的恒星。肯那的这个准则在今天仍是科学家最常用的，这意味着特超巨星的质量无须比相似的超巨星更大。现在，大部份的大质量恒星都被认为是特超巨星，质量的范围在100-150太阳质量。
特超巨星是非常明亮的恒星，可以达到太阳光度的数百万倍，并且温度范围非常广泛，从3,500K至35,000K。由于内部的不稳定性，几乎所有的特超巨星的光度都会随着时间改变。
以天文学的尺度来说，因为特超巨星的质量都很大，因此它们的生命期都很短，只有几百万年，相较之下太阳有100亿年的寿命。也因为如此，特超巨星就显得很罕见，现在我们知道的大约只有100颗。
特超巨星不可以和高光度蓝变星混淆，特超巨星是因为它的大小和高质量流失率而分类的，而高光度蓝变星只是大质量的蓝超巨星在演化的过程中流失大量的质量。
稳定性当恒星的光度随质量而增加，特超巨星的光度经常非常接近爱丁顿极限，简单的说，就是向内的重力压力
等于向外的辐射压力的亮度。这意味着特超巨星通过光球层的辐射性通量可能足以坚固的支撑起光球层。在爱丁顿极限之上，恒星会产生过量的辐射，使其外层的部分会被抛出；这将有效的阻止恒星长期的以如此高的光度闪耀。
承载着此种驱动风的一个很好的候选者是海山二（船底座η），是曾被观测过的质量最大和最亮的恒星之一。估计它的质量是130倍的太阳质量，光度是太阳的400万倍，天文物理学推测海山二可能会不定时的超越爱丁顿极限[来源请求]。最后一次一系列的爆发可能发生在1840-1860年代，造成的质量损失高于当前对恒星风的认识所允许的。
相对于线性驱动的恒星风（就是那些驱动恒星吸收光线造成大量窄谱线），连续的驱动不需要金属的元素存在 － 除了氢和氦之外的其他元素，在光球层上有这样的谱线。这很重要，因为大部分的大质量恒是都是金属非常贫乏的，这意味着这些工作不会受到金属量的影响。有相同谱线的原因是，连续的驱动可能也提供了在大霹雳之后诞生的第一代恒星质量上限，它们是完全没有金属的。
另一种解是大质量喷发的理论，例如，海山二是一种理想的位于深层流体动力学的爆炸，将封闭在外层的一部分爆破掉。在这种观念下，即使光度低于爱丁顿极限之下，内层没有足够的热对流，结果是密度反转的位能导致大质量的爆发。对这种理论的探讨不多，也不确定是否真的会发生爆炸。
已知的特超巨星特超巨星的稀有造成研究上的困难。它们似乎是温度最低的特超巨星的光度上限（它们的颜色是黄色和红
色）：它们每一颗的热星等都超过-9.5等，这相当于太阳光度的50万倍，而目前还不知道原因。
高光度蓝变星
许多高光度蓝变星都被归类为特超巨星，并且在事实上也是夜空中已知的最亮天体：
天鹅座 P：在北天的天鹅座。
剑鱼座S：在邻近的，称为大麦哲伦星云的星系内，在南天剑鱼座的方向上。出现在这个星系的超新星SN 1987A，之前也是一颗特超巨星。,
海山二：在钥匙孔星云NGC 3372内，位置在南天的船底座。海山二非常巨大，质量大约是太阳的120-150倍，光度是太阳的400-500万倍。
手枪星：接近银河系的中心，位于人马座内。手枪星的质量可能是太阳的150倍，光度是太阳的170万倍。在星团Cl* 1806-20内的几颗恒星：在银河系的另一侧，其中的一颗，LBV 1806-20，是已知最亮的一颗，光度是太阳的200-4000万倍，也是最重的恒星之一。
蓝特超巨星
天蝎座ζ-1：在天蝎座的OBv星协OB-1内最亮的恒星，和高光度蓝变星的候选者。
MWC 314：在天鹰座内，是另一颗高光度蓝变星的候选者。
HD 169454：在盾牌座。
BD -14° 5037：靠近前者的一颗星。
Cygnus OB2-12：有些作者认为它是一颗高光度蓝变星。
白特超巨星
仙后座 6
黄特超巨星
黄特超巨星是非常罕见的一种恒星，在我们的银河系中只发现了7颗：
仙后座ρ：在北天的仙后座，亮度大约是太阳的50万倍
仙后座V509
HR 8752
IRC+10420
也可以参考Westerlund 1内的恒星。
红特超巨星天文学家利用美国航太总署的哈柏太空望远镜以及坐落于夏威夷的凯克望远镜(the W.M. Keck Observatory)，发现一颗大质量恒星所喷射出来的外流过程，远比过去想像的还要复杂。
天文学家观察了这颗名为大犬座VY(VY Canis Majoris)的红超巨星(若以亮度划分则称为特超巨星(hypergiant) )，在爆发时物质以各种不同的速度、方向产生环圈(loop)、弧(arcs)、以及类似绳结(knot)的形状。并指出在过去的一千年当中，这颗滨临死亡的恒星已经发生多次的爆发。
由美国明尼苏达州大学的萝勃塔‧韩福瑞(Roberta Humphreys)所领导的天文学研究小组，使用哈柏望远镜以及凯克望远镜，去测量其喷射物质的运动，并且利用尘埃方位与其反射光偏极化的特定关系，去描绘出尘埃的分布。天文学家结合哈柏望远镜以及凯克望远镜的资讯，绘制了一个大犬座VY的喷射物质的3D立体影像。
“过去我们认为红超巨星质量减少的过程是一个简单、球状且均匀的喷发。然而在观察这颗恒星后，发现这是十分复杂的。”韩福瑞说“大犬座VY正在以惊人的速率喷射出大量的气体，因此已经被认为是用来研究大质量恒星在寿命末期时，爆发并且造成高质量耗损的过程中最重要的一颗恒星。在此爆发过程中，质量散失的速率大约是正常时的十倍。”
“这些观测，我们得知有关于外流的运动方向以及分布的完整图像。这些结果证实了它们原先是由恒星上各个不同的地域在不同的时间点喷发出来。”
韩福瑞和他的研究伙伴已经于今天(一月八号)，在西雅图所举行的美国天文协会会议上，发表他们的研究成果。
天文学家们已经研究大犬座VY超过一世纪之久。这颗恒星与地球的距离为五千光年，她的亮度高于太阳50万倍，并且其质量也比太阳多30到40倍。如果大犬座VY被放置在太阳的位置，那她的表面将会触及土星的运行轨道。
哈柏的广视野第二行星相机(Hubble's Wide Field and Planetary Camera 2)首次揭露了这颗恒星喷出物的复杂性。这些影像首度提供了，那些明亮的弧以及类似绳结状的物质是在爆发时所产生的证据。这些物质不规则的运动方向也暗示了它们是从这颗恒星表面的不同活跃区域内爆发出来的。
利用凯克望远镜的光谱仪，韩福瑞以及她的研究小组获得更多有关恒星喷发物的形状、运动以及来源的资讯。由光谱计算得的视线速率显示，这些弧状以及类绳结的结构正相对于恒星一直在膨胀。藉由最近哈柏望远镜所获得的影像，韩福瑞小组测量到喷出物横跨视线方向的运动状态。
他们发现了有无数个弧状、环圈状以及类绳结状的物质正以不同的速度以及方向移动，证实了这些喷射物质是分别在不同的时间且在恒星上不同的地点产生。
天文学家同时也使用观测仪器去推测喷射物质产生的时间，结果显示最外围的喷射物质约是在一千年多前喷出，然而在离恒星较近之处的一个类绳结状物质，是在50年前才喷发出来的。
这些外流气体-弧状以及类绳结状的物质-很有可能是从大犬星VY表面的大型恒星黑子或是热对流胞放射出来。这些现象与太阳黑子以及日珥受太阳的磁场影响的情形类似，不过这是在一个极度巨大的规模中发生的。且经过测量后得知，大犬座VY的喷射物质内的磁场强度跟太阳的磁场表面相当。这个现象显示这些超巨星的磁场能够提供喷射物质所须的能量。
天文学家依据测量结果，描绘出相对于藏在里面的恒星，外面喷射物的速率以及方向。这再与尘埃分布的影像结合后，便可以决定大犬座VY的弧状以及类绳结状物质的位置，于是勾勒出整个恒星和其喷射物的3D景象。
“透过这些观测，我们可能已经获知了一个巨大恒星在其生命乐谱中的一小节”韩福尔说，“亮度极高的红超巨星都很有可能会在最后历经高质量的损失，就如同大犬座VY在其演化末期时所发生的情况一样。”
一个典型的红超巨星通常持续50万年左右的光景。红超巨星是当一个质量大的恒星在演化末期，烧烬在核心中的氢气，因此造成核心在重力塌缩时，外层反而会膨胀转变而成。最后这颗恒星将膨胀达100倍大，并且开始以极高的速率流失本身的物质。由此推断大犬座VY很有可能已经流失一半的质量了，且在最后将会爆炸而成为超新星。