Nadolbrzymy są gwiazdami mającymi masę od około 10 do 50 mas Słońca a promień może przekroczyć 100 promieni Słońca. Ich czas życia jest krótki, od 10 do 50 milionów lat. Mogą więc być obserowane w młodych strukturach, takich jak gromady otwarte, ramiona galaktyk spiralnych, czy galaktyki nieregularne. Nie obserwujemy ich w jądrach spiralnych galaktyk ani w galaktykach eliptycznych.

Nadolbrzymy mają różny kolor. Większość jest błękitnych (typ O lub B na ciągu głównym) lub czerwonych (poza ciagiem głównym). Przykładem jest błękitny Rigel lub czerwona Betelgeza.

Uważa się, że w młodym Wszechświecie była duża liczba nadolbrzymów nazywanych III populacja gwiazd. Ich istnienie jest konieczne by wytłumaczyć obecność pierwiastków takich jak wodór i hel w widmie kwazarów. Powszechnie uważa się, że gwiazdy zanim się zapadną w wybuchu supernowej do gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury przechodzą przez stadium czerwonego nadolbrzyma. Jednakże, progenitor (przodek) supernowej 1987A był błękitnym nadolbrzymem (ścieżka 5, diagramu ewolucji gwiazd).

Zobacz również

• czerwony nadolbrzym
• błękitny nadolbrzym
• przegląd zagadnień z zakresu astronomii

Fizyka gwiazd

Свръхгигант | Roter Überriese | Supergiant | Supergigante | Supergéante | Superdiv | Stella supergigante | Superreus | 超巨星 | Nadobor | Nadorjakinja | Ylijättiläinen