Superriesen sind unter den massivsten Sternen. Sie besetzen das Spitzengebiet des Diagramms von Hertzsprung-Russell. In Yerkes geisterhafte Klassifikation sind Superriesen Klasse Ia (die meisten Leuchtsuperriesen) oder Ib (weniger Leuchtsuperriesen). Sie haben normalerweise bolometric absolute Umfänge zwischen-5 und-12. Die am meisten leuchtenden Superriesen werden häufig als Hyperriesen der Klasse 0 klassifiziert.

Superriesen können Massen von 10 bis 70 Sonnenmassen und Helligkeit von 30,000 bis zu Hunderttausende-Zeiten die Sonnenlichtstärke haben. Sie ändern sich außerordentlich im Radius, gewöhnlich von 30 bis 500, oder sogar über 1,000 Sonnenradien. Das Gesetz von Stefan-Boltzmann diktiert, dass die relativ kühlen Oberflächen von roten Superriesen viel weniger Energie pro Einheitsgebiet ausstrahlen als diejenigen von blauen Superriesen; so für eine gegebene Lichtstärke sind rote Superriesen größer als ihre blauen Kollegen.

Wegen ihrer äußersten Massen haben sie kurze Lebensspanne von 30 Millionen Jahren unten zu einigen hundert tausend Jahren (durch die Berechnung M × 10 wo M = Masse in Solen). Sie werden in jungen galaktischen Strukturen wie offene Trauben, die Arme spiralförmiger Milchstraßen, und in unregelmäßigen Milchstraßen hauptsächlich beobachtet. Sie sind in spiralförmigen Milchstraße-Beulen weniger reichlich, und werden in elliptischen Milchstraßen oder kugelförmigen Trauben selten beobachtet, die, wie man glaubt, aus alten Sternen zusammengesetzt werden.

Superriesen kommen in jeder geisterhaften Klasse von jungen blauen Superriese-Sternen der Klasse O bis hoch entwickelte rote Klasse M Superriesen vor. Rigel, der hellste Stern in der Konstellation Orion ist ein typischer blau-weißer Superriese, wohingegen Betelgeuse und Antares rote Superriesen sind. In der Theorie entwickeln sich wasserstoffverschmelzende Zwergsterne 10 zu ungefähr 60 Sonnenmassen zuerst als geisterhafter Typ O, um blaue Superriesen zu werden und dann fortzuschreiten, um rote Superriesen (Typ M) zu werden. Sterne mit 30 bis 60 Sonnenmassen dann "Schleife zurück" von der angeschwollenen und kühleren, roten superriesigen Phase zurück in viel heißere, aber kleinere blaue Superriesen; im Gegensatz bleiben diejenigen, die mit mehr 60 Sonnenmassen anfangen, als blaue Superriesen.

Das Modellieren von Superriesen ist noch ein aktives Gebiet der Forschung und wird schwieriger durch Probleme wie Sternmassenverlust gemacht. Anstatt individuelle Sterne zu modellieren, ist die letzte Tendenz zu Mustertrauben von Sternen gewesen und vergleicht dann den Vertrieb der resultierenden Modelle mit dem beobachteten superriesigen Vertrieb in Milchstraßen wie die Magellanic Wolken.

denkt, sind die ersten Sterne im Weltall beträchtlich heller und massiver gewesen als die Sterne im modernen Weltall. Diese Sterne waren ein Teil der theoretisierten Bevölkerung III von Sternen. Ihre Existenz ist notwendig, um Beobachtungen von Elementen außer Wasserstoff und Helium in Quasaren zu erklären.

denkt, sind Supernova-Ahnen des Typs II Most rote Superriesen. Jedoch war der Ahn für die Supernova 1987A ein blauer Superriese. Es wird geglaubt, dass es ein roter Superriese vor dem Verlieren seiner Außenschichten zu seinem starken Sternwind war.

Zurzeit sind die größten bekannten Superriesen in Bezug auf die physische Größe, nicht Massen-, Helligkeit oder Lichtstärke, die Superriesen KY Cygni und μ Cephei (der Granat-Stern).

Siehe auch

• Riesiger Stern
• Roter Riese
• Roter Superriese
• Blauer Superriese
• Hyperriese
• Liste von winkeligen Sterndiametern
• Gelber Superriese
• http://alobel.freeshell.org/rcas.html