thumb|right|350px|Het Hertzsprung-Russelldiagram met de verschillende lichtkrachtklassen van sterren Een superreus is een klasse van de meest lichtsterke en massieve sterren. Superreuzen bevinden zich in de bovenste regionen van het Hertzsprung-Russelldiagram met absolute magnitudes tussen ongeveer -3 en -9, met een maximum van 300.000 keer de lichtsterkte van de zon, met oppervlaktetemperaturen tussen 3500 en 20 000 kelvin. De allerhelderste superreuzen noemt men ook wel hyperreus. Wanneer een ster een superreus is, wordt dat in het spectrum aangegeven met een c of, verfijnder, met aanduidingen als Ia–0 (extreem heldere superreus), Ia (heldere superreus), Ib (zwakkere superreus) of II ("heldere reus": overgang naar reuzensterren). Er bestaan blauwe, gele en rode superreuzen.
Definitie De term superreus, waarmee een ster bedoeld wordt, heeft niet een eenduidige definitie. De term reuzenster werd in gebruik genomen door Ejnar Hertzsprung toen het duidelijk werd dat het gros van sterren aan de hemel in twee categorieën valt op het HR diagram. Een categorie voor grotere en lichtsterkere sterren van spectraaltypen A tot M werden reuzensterren genoemd. Bij nader onderzoek kwam men tot de ontdekking dat sommige van deze sterren, omdat er geen parallax waar te nemen viel, vele malen groter en lichtsterker waren dan de hoofdmoot, waarop de term superreus in gebruik genomen werd.
Spectrale klasse en lichtkracht thumb|left|upright=1.0|De vier felste sterren in NGC 4755 zijn blauwe superreuzen, met een rode superreus in het midden. Superreuzen worden geïdentificeerd aan de hand van hun spectra, met specifieke spectraallijnen die gevoelig zijn voor hoge lichtkracht en een lage oppervlaktezwaartekracht. In 1897 heeft wetenschapster Antonia Maury sterren onderverdeeld aan de hand van de breedte van de spectraallijnen, waarbij haar "c"-klasse de dunste lijnen had. Alhoewel het toentertijd niet bekend was, waren dit de lichtkrachtigste sterren. In 1943 hebben William Wilson Morgan en Philip Childs Keenan de definitie van spectraalklassen gedefinieerd, waarbij klasse I de superreuzen werd. Ditzelfde MK-systeem wordt ook vandaag de dag nog gebruikt, met wat verfijningen erop toegepast aan de hand van de verbeterde spectrale resolutie van moderne apparatuur. Superreuzen komen voor in al de spectraalklassen van jonge blauwe O-type sterren tot ver geëvolueerde M-type superreuzen. Omdat ze groter zijn vergeleken met hoofdreekssterren en reuzensterren van dezelfde spectraalklasse, hebben ze een zwakkere oppervlaktezwaartekracht en worden veranderingen in de lijnprofielen waargenomen. Superreuzen hebben ook een groter metaalgehalte dan sterren op de hoofdreeks. Rode superreuzen hebben, omdat hun temperatuur lager is, een groter oppervlak nodig om dezelfde hoeveelheid energie uit te stralen dan blauwe. Rode superreuzen ontstaan echter door het uitdijen van blauwe superreuzen en zijn daardoor meestal groter, enkele honderden malen de diameter van de zon, waardoor ze hun helderheid behouden. Ze dijen uit doordat de kern van de ster steeds heter wordt naarmate de ster ouder wordt, vanwege de stellaire nucleosynthese van steeds zwaarder gevormde scheikundige elementen in hun kern.
Bovenop de verandering van de spectraallijnen door de kernfusieproducten en de lage zwaartekracht op het oppervlak, hebben de meest lichtsterke sterren een groot constant massaverlies en worden hierdoor omgeven door grote wolken van uitgestoten materie, wat spectraallijnen, P Cygni profielen en verboden lijnen kunnen produceren. Het Morgan Keenan (MK) systeem verdeeld gigantische sterren in de lichtkrachtklassen als: Ib for superreuzen;, Ia voor felle superreuzen; en 0 (nul) of Ia+ voor hyperreuzen. In de praktijk zijn het fluïde overgangen en geen duidelijke afbakeningen. Ook worden classificaties als Iab toegekend voor tussenliggende superreuzen. De spectra van superreuzen hebben vaak ongewone eigenschappen.
De superreus als levensfase gedefinieerd Een superreus kan ook worden gedefinieerd als een specifieke fase in de levensevolutie van bepaalde sterren. Sterren met een initiële massa boven zo'n 8 tot 10 M☉ starten kernfusie van helium snel en gemakkelijk nadat het waterstof uit de kern is verbruikt. Hierna worden ook zwaardere elementen gefuseerd totdat ze een ijzeren kern ontwikkelen. Hierna zal de kern ineenstorten en een type 2 supernova produceren. Wanneer deze gigantische sterren de hoofdreeks verlaten, zet de atmosfeer flink uit en krijgen ze de duiding superreus. De sterren met een initiële massa onder 10 M☉ zullen nooit een kern van ijzer kunnen vormen en worden in evolutionaire termen ook geen superreus, hoewel ze een absolute magnitude van duizenden maal die van de zon kunnen bereiken. Ze zijn niet in staat om koolstof of zwaardere elementen te fuseren nadat het helium in de kern is verbruikt, dus verliezen ze uiteindelijk gewoon het steromhulsel en laten de kern achter in de vorm van een witte dwerg. De levensfase waarin deze sterren zowel waterstof als helium in schillen hebben fuseren heet de asymptotische reuzentak, waarop de sterren langzaam een steeds fellere klasse M ster worden. Sterren met een massa tussen 8 en 10 M☉ kunnen voldoende koolstof fuseren in de kern op de asymptotische reuzentak om een kern van zuurstof en neon te produceren. Deze sterren zijn dan in staat een elektronenvangst-supernova te produceren, maar astrofysici categoriseren deze sterren als super-asymptotische reuzen en niet als superreus.
Categorisatie van geëvolueerde sterren Er zijn verscheidene categorieën van geëvolueerde sterren die niet de term superreus krijgen maar wel spectrale eigenschappen vertonen van de superreuzen, of die lichtkracht hebben die vergelijkbaar is met die van een superreus:
Sterren van de asymptotische reuzentak en post-asymptotische zijn ver geëvolueerde rode reuzensterren met een relatief lage massa. Ze kunnen een lichtkracht hebben die vergelijkbaar is met de massievere rode superreuzen. Deze minder massieve sterren verkeren ook in een andere levensfase (het kernfusieproces in een heliumschil) en hun leven eindigt op een andere manier, als planetaire nevel en niet als supernova. Daarom maken astrofysici onderscheid tussen deze stervormen en zijn het geen superreuzen. De scheidingslijn wordt vaag rond sterren van een massa 7 tot 10 M☉ (dit kan zelfs oplopen tot 12 M☉ bij sommige modellen) waar er elementen zwaarder dan helium beperkt tot kernfusie komen. Specialisten in het onderzoek van deze sterren refereren ernaar met de term superasymptotische reuzentakster, aangezien ze eigenschappen delen met asymptotische reuzentaksterren zoals thermische pulsen. Anderen omschrijven deze sterren als superreuzen van lage massa omdat ze elementen zwaarder dan helium beginnen te fuseren en kunnen exploderen als supernova. Veel verlaters van de asymptotische reuzentak krijgen spectraaltypen met de lichtklasse van een superreus. Zo krijgt de ster RV Tauri een Ia-classificatie (heldere superreus) hoewel ze minder massief is dan de zon. Sommige asymptotische reuzentaksterren krijgen ook een superreusclassificatie, zoals sommige W Virginis-veranderlijken, sterren bezig met hun blauwe lus veroorzaakt door de thermische pulsen. Ook een klein gedeelte van Mira-veranderlijken en andere sterren, laat op de asymptotische tak, heeft een superreusclassificatie.
Klassieke Cepheïde-veranderlijken krijgen doorgaans de superreusclassificatie, hoewel alleen de meest lichtsterke en massieve ervan ook daadwerkelijk een ijzeren kern ontwikkelen. Het leeuwendeel van deze sterren heeft een gemiddelde massa dat alleen helium in de kern fuseert en zal uiteindelijk ontwikkelen tot een asymptotische reuzentakster. Delta Cephei is hier een voorbeeld van met een lichtkracht van 2000 L☉ en een massa van 4,5 M☉.
Wolf-Rayetsterren zijn ook uitzonderlijk felle sterren van hoge massa, heter dan de meeste superreuzen en kleiner van formaat, hoewel visueel minder fel maar wel lichtsterk vanwege de hoge oppervlaktetemperatuur. Hun spectraaluitslagen worden gedomineerd door helium en andere zwaardere elementen met doorgaans nauwelijks of geen waterstof. Hieraan leidt men af dat deze fase in sterevolutie nog verder moet zijn dan die van een superreus. Zoals asymptotische reuzentaksterren alle rond hetzelfde gedeelte in een Hertzsprung-Russelldiagram te vinden zijn als rode superreuzen, vindt men Wolf-Rayet-sterren in dezelfde buurt als de heetste blauwe superreuzen en hoofdreekssterren.
De massiefste en felste hoofdreekssterren zijn nauwelijks te onderscheiden van de superreuzen waarin ze evolueren. De temperatuur is vrijwel identiek en de lichtkracht is bijna dezelfde. Alleen de nauwkeurigste spectraalanalyse kan aantonen dat de ster van de type-O hoofdreeksster af is geëvolueerd naar de type-O superreus. Zulke vroege type-O superreuzen delen menig eigenschap met de WNLh Wolf-Rayet-sterren en worden ook wel 'slash'-ster genoemd, een tussenliggende tussen de twee types.
Lichtsterke blauwe variabele (LBVs) sterren vallen op dezelfde plek van het HR-diagram als blauwe superreuzen maar worden doorgaans apart geclassificeerd. Het zijn doorgeëvolueerde sterren met een zeer specifieke spectrale veranderlijkheid, waardoor men er geen standaardclassificatie aan dorst te geven. Deze uiterst zeldzame sterren zijn meestal hyperreuzen. LBV's die slechts voor een momentopname of een specifieke periode worden geobserveerd kunnen weleens geclassificeerd worden als hete superreus, of als kandidaat-LBV vanwege de lichtkracht.
Hyperreuzen worden doorgaans als een andere categorie sterren beschouwd dan de superreus, hoewel ze eigenlijk in alle belangrijke opzichten een lichtsterkere variant van de superreus zijn. Het zijn geëvolueerde, uitgezette, zeer massieve en lichtsterke sterren, net als de superreus, maar dan extreem fel en massief. Ze bezitten specifieke eigenschappen vanwege de instabiliteit door het extreme massaverlies en de gigantische lichtkracht. Meestal vertonen alleen de meest doorgeëvolueerde superreuzen de eigenschappen van een hyperreus, ook omdat de instabiliteit toeneemt al naargelang een ster meer massa heeft verloren.
Eigenschappen thumb|upright=1.0|Opname van de ster Betelgeuze, gemaakt door Europese Zuidelijke Sterrenwacht Superreuzen hebben een massa van 8 tot 12 keer die van de zon en hoger, met een lichtkracht van duizend tot miljoenen keren die van de zon. De straal van deze sterren verschilt sterk, meestal tussen de 30 en 500, of zelfs meer dan 1000 maal de zonneradius. Ze zijn massief genoeg om de kernfusie van helium te starten voordat de heliumkern in ontaarde toestand raakt, zonder een heliumflits en zonder de 'dredge-ups' die plaatsvinden in sterren met lagere massa's. Hierop volgt het fuseren van zwaardere elementen, dikwijls helemaal tot aan het element ijzer. Ook omdat deze sterren zo massief zijn is het uiteindelijke lot de supernova.
De wet van Stefan-Boltzmann stelt dat de relatief koele oppervlakten van rode superreus minder energie per afstandseenheid zullen uitstralen dan die van een blauwe superreus. Hieruit valt ook af te leiden dat voor een bepaalde lichtkracht de rode superreus een stuk groter van formaat zal zijn dan een blauwe. De stralingsdruk limiteert de grootte van de grootste koele superreuzen tot rond 1500 R☉ en de massiefste hete superreuzen tot ongeveer een miljoen L☉ (Mbol rond -10). Sterren dicht op, en incidenteel lager dan deze waarde worden instabiel, gaan pulseren en zullen snel veel massa verliezen.
Oppervlaktezwaartekracht