Суперџиновите — меѓу најмасивните и најсветлите ѕвезди. Суперџиновските ѕвезди го заземаат горниот дел на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм со апсолутни визуелни величини помеѓу околу -3 и -8. Температурниот опсег на суперџиновите ѕвезди се протега од околу 3.400 К до над 20.000 К.
Дефиниција Насловот суперџин, како што се применува на ѕвезда, нема единствена конкретна дефиниција. Терминот џиновска ѕвезда за првпат бил измислен од Херцшпрунг кога станало очигледно дека поголемиот дел од ѕвездите спаѓаат во два различни региони на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Еден регион содржел поголеми и посјајни ѕвезди од спектралните типови А до М и го добил името џин. Последователно, бидејќи им недостигало каква било мерлива паралакса, станало очигледно дека некои од овие ѕвезди се значително поголеми и посјајни од најголемиот дел, и се појавил терминот супер-џин, кој бргу бил прифатен како суперџин.
Суперџиновите со спектрални класи од О до А обично се нарекуваат сини суперџинови, суперџиновите со спектрални класи F и G се означени како жолти суперџинови, додека оние од спектралните класи од К до М се црвени суперџинови. Друга конвенција го користи терминот температура: суперџинови со делотворни температури под 4800 К се сметаат за црвени суперџинови; оние со температури меѓу 4800 и 7500 К се жолти суперџинови, а оние со температури над 7500 К се сини суперџинови. Тие одговараат приближно на спектралните типови M и K за црвените суперџинови, G, F и доцниот A за жолтите суперџинови и раните A, B и O за сините суперџинови.
Класа на спектрална осветленост лево|мини| Четирите најсјајни ѕвезди во NGC 4755 се сини суперџинови ѕвезди, со црвена суперџинска ѕвезда во средината. (ESO VLT) Суперџиновските ѕвезди може да се идентификуваат врз основа на нивните спектри, со карактеристични линии чувствителни на висока сјајност и мала површинска гравитација. Во 1897 година, Антонија К. Мори ги поделила ѕвездите врз основа на ширината на нивните спектрални линии, при што нејзината класа „с“ ги идентификувала ѕвездите со најтесните линии. Иако во тоа време не било познато, тие биле најсветлечките ѕвезди. Во 1943 година, Морган и Кинан ја формализирале дефиницијата за класи на спектрална осветленост, при што класата I се однесувала на суперџиновски ѕвезди. Истиот систем на типови на осветленост MK се користи и денес, со усовршувања базирани на зголемената резолуција на современите спектри. Суперџиновите се појавуваат во секоја спектрална класа од млади сини суперџинови од класата О до високо развојни суперџинови од црвена класа М. Бидејќи тие се зголемени во споредба со главната низа и џиновските ѕвезди од ист спектрален тип, тие имаат пониска површинска гравитација и може да се забележат промени во нивните профили на линии. Суперџиновите се исто така развојни ѕвезди со повисоки нивоа на тешки елементи од ѕвездите од главната низа. Ова е основата на системот на сјајност MK кој ги доделува ѕвездите на класите на осветленост чисто од набљудување на нивните спектри.
Покрај промените на линијата поради ниската површинска гравитација и материјали од јадрено соединување, најсјајните ѕвезди имаат високи стапки на загуба на маса кое резултира со облаци од исфрлени околуѕвездени материјали кои можат да произведат спектрални линии, профили на P Лебед или забранети линии. Системот МК доделува ѕвезди на класи на сјајност: Ib за суперџинови; Ia за сјајни суперџинови; и 0 (нула) или Ia + за хиперџинови Во реалноста има многу повеќе непрекинатост отколку добро дефинирани појаси за овие класификации, а класификациите како Iab се користат за суперџинови со средна сјајност. Суперџиновските спектри често се бележат за да укажат на спектралните особености, на пример B2 Iae или F5 Ipec.
Развојни суперџинови Суперџиновите може да се дефинираат и како специфична фаза во развојната историја на одредени ѕвезди. Ѕвезди со почетна маса над бргу и непречено иницира соединување на јадрото на хелиумот откако ќе го исцрпат својот водород и продолжуваат со спојување на потешките елементи по исцрпувањето на хелиумот додека не развијат железно јадро, во тој момент јадрото колабира за да произведе супернова од типот II. Откако овие масивни ѕвезди ќе ја напуштат главната низа, нивната атмосфера се зголемува и тие се опишани како суперџинови. Ѕвезди првично под никогаш нема да формира железно јадро и во развојна смисла не стануваат суперџинови, иако тие можат да достигнат сјајност илјадници пати поголема од сончевата. Тие не можат да ги спојат јаглеродот и потешките елементи откако ќе се исцрпи хелиумот, па на крајот едноставно ги губат своите надворешни слоеви, оставајќи го јадрото на бело џуџе. Фазата каде што овие ѕвезди имаат обвивки кои горат и водород и хелиум се нарекува асимптотична џиновска гранка (АЏГ), бидејќи ѕвездите постепено стануваат сè повеќе сјајни ѕвезди од класа М. Ѕвезди од може да спои доволно јаглерод на АЏГ за да произведе кислородно-неонско јадро и супернова за заробување на електрони, но астрофизичарите ги категоризираат како супер-АЏГ ѕвезди наместо суперџинови.
Категоризација на развојни ѕвезди Постојат неколку категории на развојни ѕвезди кои не се суперџинови во развојна смисла, но можат да покажат суперџинови спектрални карактеристики или имаат сјајност споредливи со суперџинови.
Ѕвездите со асимптотична џиновска гранка (АЏГ) и пост-АЏГ се високо развојни црвени џинови со помала маса со сјајност што може да се спореди со помасивни црвени суперџинови, но поради нивната мала маса, кои се во различна фаза на развој (хелиумска обвивка), а нивните животи завршуваат на поинаков начин ( планетарната маглина и белото џуџе наместо супернова), астрофизичарите претпочитаат да ги држат одвоени. Линијата на поделба станува нејасна на околу (или дури во некои модели ) каде што ѕвездите почнуваат да се подложуваат на ограничено јадрено соединувањњ на елементи потешки од хелиумот. Специјалистите кои ги проучуваат овие ѕвезди често ги нарекуваат супер АЏГ ѕвезди, бидејќи тие имаат многу заеднички својства со АЏГ, како што е топлинско пулсирање. Други ги опишуваат како суперџинови со мала маса бидејќи почнуваат да согоруваат елементи потешки од хелиумот и можат да експлодираат како супернови. Многу пост-АЏГ ѕвезди добиваат спектрални типови со суперџинови класи на сјајност. На пример, RV Бик има класа на сјајност Ia (сјаен суперџин) и покрај тоа што е помалку масивен од сонцето. Некои АЏГ ѕвезди, исто така, добиваат суперџиновска класа на сјајност, особено променливите ѕвезди од типот W Девица како што е самата ѕвезда W Девица, ѕвезди кои извршуваат сина јамка предизвикана од топлинско пулсирање. Многу мал број променливи ѕвезди од типот Мирида и други доцни АЏГ ѕвезди имаат суперџиновски класи на сјајност, на пример α Херкул.
Класичните кефеидни променливи обично имаат суперџиновски класи на сјајност, иако единствено најсветлите и најмасивните всушност ќе продолжат да развиваат железно јадро. Поголемиот дел од нив се ѕвезди со средна маса кои спојуваат хелиум во нивните јадра и на крајот ќе преминат во асимптотична џиновска гранка. Самата δ Кефеј е пример со сјајност од и маса од .
Волф-Рајеовите ѕвезди се исто така развојни ѕвезди со висока маса, потопли од повеќето суперџинови и помали, визуелно помалку светли, но често и посјајни поради нивните високи температури. Тие имаат спектри доминирани од хелиум и други потешки елементи, кои обично покажуваат малку или никаков водород, што е трага за нивната природа бидејќи ѕвездите уште повеќе се развиле од суперџовите. Исто како што АЏГ ѕвездите се појавуваат во речиси истото подрачје на ХР- дијаграмот како црвените суперџинови, Волф-Рајеовите ѕвезди може да се појават во истиот регион на ХР-дијаграмот како и најжешките сини суперџинови и ѕвезди од главната низа.
Најмасивните и најсјајните ѕвезди од главната низа речиси не се разликуваат од суперџиновите во кои брзо се развиле. Тие имаат речиси идентични температури и многу слични сјајности, а само најдеталните анализи можат да ги разликуваат спектралните карактеристики кои покажуваат дека се развиле далеку од тесната главна низа од раниот О-тип до блиската област на раните суперџинови од типот О. Ваквите рани суперџинови од типот О споделуваат многу карактеристики со Волф-Рајеовите ѕведи и понекогаш се означени како посредници помеѓу двата типа.
Ѕвездите на сјајните сини променливи (ССП) се појавуваат во истиот регион на ХР-дијаграмот како сините суперџинови, но генерално се класифицирани одделно. Тие се развојни, проширени, масивни и светли ѕвезди, често хиперџинови, но тие имаат многу специфична спектрална варијабилност, што му пркоси на доделувањето на стандарден спектрален тип. ССП ѕвездите се набљудувани само во одредено време или во временски период кога се стабилни и може едноставно да се означат како топли суперџинови или како кандидати ССП поради нивната сјајност.
Хиперџиновите често се третираат како различна категорија на ѕвезди од суперџинови, иако во сите важни аспекти тие се само посјајна категорија на суперџинови. Тие се развојни, проширени, масивни и светли ѕвезди како суперџинови, но во најмасивниот и најсветлиот крај, и со посебни дополнителни својства да претрпат голема загуба на маса поради нивната екстремна сјајност и нестабилност. Генерално, само поразвојните суперџинови покажуваат хипергигантски својства, бидејќи нивната нестабилност се зголемува по голема загуба на маса и одредено зголемување на сјајноста.
Некои B[e] ѕвезди се суперџинови, иако другите ѕвезди B[e] очигледно не се. Некои истражувачи ги разликуваат телата B[e] како одделни од суперџинови, додека истражувачите претпочитаат да ги дефинираат масивните развојни ѕвезди B[e] како подгрупа на суперџинови, кои станале почести со разбирањето дека феноменот B[e] се јавува одделно во голем број различни типови на ѕвезди, вклучително и некои кои очигледно се само фаза од животот на суперџиновите.
Својства десно|мини| Дискот и атмосферата на Бетелгез (ЕЈО) Суперџиновите имаат маса од 8 до 12 пати повеќе одСонцето () и сјајност од околу 1.000 до над милион пати поголема од Сонцето (). Тие се разликуваат многу по полупречник, обично од 30 до 500, па дури повеќе од 1.000 сончеви полупречници (). Тие се доволно масивни за да почнат нежно да го согоруваат јадрото на хелиумот пред јадрото да се дегенерира, без блесок и без силните бранови што ги доживуваат ѕвездите со помала маса. Тие продолжуваат со последователно запалување на потешки елементи. Исто така, поради нивните високи маси, тие се предодредени да експлодираат како супернови.
Штефан-Болцмановиот закон кажува дека релативно ладните површини на црвените суперџинови зрачат многу помалку енергија по единица површина од оние на сините суперџинови; така, за дадена сјајност, црвените суперџинови се поголеми од нивните сини колеги. Притисокот на зрачење ги ограничува најголемите ладни суперџинови на околу 1.500 и најмасивните топли суперџинови на околу милион (M bol околу − 10). Ѕвездите во близина и повремено надвор од овие граници стануваат нестабилни, пулсираат и доживуваат брзо губење на масата.
Површинска гравитација Класата на суперџинска сјајност е доделена врз основа на спектрални карактеристики кои во голема мера се мерка за површинската гравитација, иако на таквите ѕвезди влијаат и други својства како микротурбуленцијата. Суперџиновите обично имаат површинска гравитација од околу log(g) 2,0 cgs и помала, иако светлите џинови (тип на сјајност II) имаат статистички многу слични површински гравитации со нормалните суперџинови Ib. Ладните светлечки суперџинови имаат пониска површинска гравитација, при што најсјајните (и најнестабилните) ѕвезди имаат log(g) околу нула. Пожешките суперџинови, дури и најсјајните, имаат површинска гравитација околу една, поради нивните поголеми маси и помали полупречници.
Температура