①藍巨星：溫度極高，是年輕恒星的典范。

特殊的藍巨星：藍巨星-沃爾夫-拉葉星 光譜中有許多很寬的發射線疊加在與O.B型星相似的連續譜上，這類星最初由法國天文學家C.J.E.沃爾夫和G.A.P.拉葉發現，因而得名，簡稱WR星或W星。在銀河系和幾個鄰近星系中已發現了約250顆。WR分成兩個次型：氮序和碳序，分別記為WN和WC。與普通O型和B型星大氣中元素豐度相比，WR星大氣中氫的含量少50～150倍，WN型星氮的含量超出50～100倍，而WC型星碳的含量超出400～700倍。在赫羅圖上WR星位于主序之上。根據譜線輪廓的分析，WR星有很強的星風，估計質量損失率為10-5～10-4太陽質量年。這樣大的質量損失率不可能維持很久，說明WR星年齡不大，但由于大質量星演化很快，氫已燃燒完，處于主序后階段。②藍超巨星（BSGs） 是恒星的恒星光譜分類中的第1級，光譜型為O或B型，屬于超巨星的其中一種。它們的溫度與亮度皆非常高，表面溫度為10,000－50,000°C，質量約太陽的10倍以上。最有名的藍超巨星是獵戶座的參宿七，SN 1987A[1]也是一次藍超巨星爆炸造成的結果，大部分第二型超新星（Ⅱ型超新星）的前身被認為是紅超巨星，然而，超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過，可能在強大的恒星風將外面數層的氣體殼吹散前他是一顆紅超巨星。這也是天文學家首次觀測到藍超巨星爆炸。　　 藍超巨星有較快速但是疏落的恒星風，能造成在紅超巨星階段已經被釋出的物質被壓迫進入擴展的殼層內。　　 肉眼所見的最亮的藍（熱）超巨星是參宿七和天津四。　　 參宿七的光度為太陽的40,000倍。　　 藍超巨星天津四的可見光波段的光度為太陽的85,000倍左右。　　 斯特帆-菠茲蔓定律顯示紅超巨星的表面，單位面積輻射的能量較低，因此相對于藍超巨星的溫度是較冷的，因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。③亮藍變星（提問者寫錯了，應是亮藍變星，沒有亮藍巨星） η carinae　　 船底座η星，中名“海山二”，是質量巨大的亮藍變星。距離7500—8000光年，是距離地球最近的亮藍變星之一。質量約為太陽的150倍，亮度是太陽的400萬倍。其質量超過愛丁頓光度的限制，亮度接近愛丁頓光度的限制，它的重力僅能勉強約束住輻射與氣體，并在不久的未來可能導致超新星與極超新星的現象發生。目前海山二已經處于發展的晚期，活動正在衰落。在它的外圍已經形成了一個很大的行星狀星云（一般存在于死恒星外圍）。但海山二依然在繼續著劇烈的噴發。一般認為，海山二的最后會變成一顆海山二超新星或極超新星。　目前海山二的演化途徑與年齡都尚未確定，所以爆炸可能發生在1百萬年后，也可能發生在明天。像海山二這種亮藍變星（Luminous Blue Variable）可能是質量超大的恒星的一個演化階段，主要的理論認為它們將表現出極端的質量流失，并在發生超新星爆炸之前變成一顆沃爾夫-拉葉星（Wolf-Rayet star），不過如果它們無法留住質量的話，將會成為極超新星。