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''' 特超巨星 ''' （Hypergiant）在约克光谱分类中的 [[ 光度 ]] 属于0（是数字的零，不是字母O），位置在 [[ 赫罗图]]<ref>[https://www.sohu.com/a/120787478_550879 赫罗图-宇宙迷必须懂] ，搜狐，2016-12-6</ref>的最上方，是一种具有极高质量与光度的 [[ 恒星 ]] ，显示它们质量流失非常大。

即使有更精确的定义，特超巨星通常是指一种结构最为松散的大质量恒星。在1956年， [[ 天文学 家Feast 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]]<ref>[https://www.5068.com/swgwsm/657691.html 超巨星和红巨星怎么区别]，5068儿童网，2018-8-28</ref>，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[1] ，这意味着特超巨星的质量无须比相似的超巨星更大。现在，大部分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。

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。

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 [[亚瑟·斯坦利· 爱丁顿 |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[2] 。最近的一系列的爆发可能发生在1840-1860 ～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[3] 。

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星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。