一、R136a1（質(zhì)量最大的恒星）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：R136a1是一顆藍(lán)特超巨星，是目前宇宙中巨大質(zhì)量恒星列表中已知質(zhì)量最大的恒星。 這顆恒星的質(zhì)量是由謝菲爾德大學(xué)的天文學(xué)家測(cè)量的，估計(jì)是265個(gè)太陽的質(zhì)量 。 這顆恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太陽的870萬倍 。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星云中，是靠近劍魚座30復(fù)合體的R136超星團(tuán)中的成員。

英國謝菲爾德大學(xué)的天文物理學(xué)教授保羅·克勞瑟(Paul Crowther)領(lǐng)導(dǎo)的一個(gè)小組，使用歐洲南方天文臺(tái)在智利的甚大望遠(yuǎn)鏡(VLT)，和來自哈伯太空望遠(yuǎn)鏡的資料，研究NGC 3603和R136a這兩個(gè)星團(tuán)。R136a曾經(jīng)被認(rèn)為是擁有質(zhì)量高達(dá)1,000-3,000太陽質(zhì)量的超大質(zhì)量天體。R136a的本質(zhì)被全像的斑點(diǎn)干涉測(cè)量解析和發(fā)現(xiàn)是一個(gè)高密度的星團(tuán)。這個(gè)小組發(fā)現(xiàn)其中有些恒星的表面溫度高達(dá)40,000K，超過太陽的7倍，并且亮度是太陽的數(shù)百萬倍。至少有3顆恒星的質(zhì)量大約是150倍的太陽質(zhì)。

在夜空中，R136出現(xiàn)在大麥哲倫星云中的蜘蛛星云的第十級(jí)核心。在1979年需要一個(gè)3.6米望遠(yuǎn)鏡才能探測(cè)到R136的其中一部分--R136a。在R136a中檢測(cè)R136a1需要太空望遠(yuǎn)鏡或復(fù)雜的技術(shù)，如自適應(yīng)光學(xué)散斑干涉。

英國謝菲爾德大學(xué)天文學(xué)家保羅·克勞瑟及其帶領(lǐng)的研究小組利用哈勃太空望遠(yuǎn)鏡和歐洲南方天文臺(tái)甚大望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)數(shù)據(jù)重新計(jì)算后發(fā)現(xiàn)，大麥哲倫星系蜘蛛星云內(nèi)代號(hào)為R136a1的恒星"質(zhì)量"創(chuàng)下紀(jì)錄。

R136a1的未來發(fā)展是不確定的，沒有類似的恒星以確認(rèn)預(yù)測(cè)。大質(zhì)量恒星的演化取決于他們損失的質(zhì)量，不同的演化給出不同的結(jié)果，沒有一個(gè)完全匹配的結(jié)果。據(jù)認(rèn)為，WN5h發(fā)展成高光度藍(lán)變星后，氫在恒星核心會(huì)變得枯竭。這是一個(gè)使恒星極端失重的重要階段，在太陽附近的金屬豐度，這個(gè)階段被稱為無氫沃爾夫拉葉星。星星從核心到表面的混合足夠強(qiáng)，由于對(duì)流核心非常大，以及它的金屬豐度很高和額外的"混合旋轉(zhuǎn)"，可以直接跳過高光度藍(lán)變星和富氫WN與貧氫的WN的演化。氫聚變可持續(xù)二百萬年多，而R136a1的質(zhì)量在氫聚變末期可縮小為70-80倍太陽。與富金屬單星一樣，即使它開始旋轉(zhuǎn)很快，到氫燃燒結(jié)束旋轉(zhuǎn)速度將減慢至零左右。

核心的氦聚變開始后，大氣中的殘留氫迅速丟失，R136a1會(huì)迅速和無氫恒星一樣，亮度會(huì)降低。沃爾夫-拉葉星在這一點(diǎn)的不同主要是它們?cè)诤樟_圖上的位置為零齡主序星，類似于主序星，但比主序星的溫度高。

在氦燃燒過程中，碳和氧會(huì)積聚在核心，并且恒星的大量的質(zhì)量損失會(huì)繼續(xù)。這最終導(dǎo)致了WC光譜的發(fā)展，雖然它是富金屬星，但預(yù)計(jì)大部分的氦都在WN光譜燃燒了。在氦燃燒結(jié)束時(shí)，核心溫度的增加和質(zhì)量的損失會(huì)導(dǎo)致亮度和溫度的增加，且光譜類型成為WO。接下來的幾十萬年將氦融合為更重的元素，但燃燒的最后階段不超過幾百到幾千年。R136a1的質(zhì)量會(huì)最終縮小到50多倍太陽質(zhì)量[3] ，這種情況與大犬座VY極為相似，只不過光譜略有不同。

二、盾牌座UY（體積最大的恒星）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：盾牌座 UY（UY Scuti），是一顆位于盾牌座的紅超巨星，是現(xiàn)今人類已知體積最大的恒星，距離地球約5100光年。半徑可達(dá) 1708 ± 192 R⊙，約為 7.94 AU，僅僅略小于土星軌道半徑，位居人類觀測(cè)到的恒星體積榜首，假如把它放到太陽系中心，那么邊緣將迫近土星的軌道，也就是說包括太陽在內(nèi)，連水星，金星，地球，火星，小行星帶和木星都只能在它的肚子里運(yùn)行，可見這個(gè)星球有多么的龐大。

盾牌座 UY的視星等為 8.29 ~ 10.56 等，意味著人類肉眼無法看到這顆恒星，需要望遠(yuǎn)鏡幫助才能看到。盾牌座 UY 最早是由德國天文學(xué)家在波恩天文臺(tái)(Bonn Observatory)于 1860 年編入目錄的。它被命名為 BD-12°5055，是從 0h 右升起計(jì)在 12°S 和 13°S 之間的第 5055 星。據(jù)國際變星指定標(biāo)準(zhǔn)，它被稱為盾牌座 UY，表示它是盾牌座的第 38 個(gè)變星 。

盾牌座 UY 位于 A 型恒星盾牌座γ 以北數(shù)度，并且位于鷹狀星云的東北。盡管該恒星光度很高，但由于其遙遠(yuǎn)并且位于天鵝座大裂縫的隱帶 內(nèi)部，因此，從地球上看它的星等只有 9 等 。

盾牌座UY擁有十分大的體積、極低的密度和非常不穩(wěn)定的狀態(tài)。這顆恒星會(huì)以一個(gè)很快的速度將大量物質(zhì)噴發(fā)進(jìn)太空，并于其周圍形成云氣。這顆恒星幾乎完全被這些塵埃和氣體所遮蔽，并且因低密度和高亮度而迅速流失質(zhì)量，其現(xiàn)況與大多數(shù)紅超巨星類似。因?yàn)檫@些塵埃和氣體的透明度并不高。。

初始質(zhì)量超過 8 M⊙ 的恒星，將可能在生命末期引發(fā)猛烈的超新星爆發(fā)?，F(xiàn)在的盾牌座 UY 正處于極不穩(wěn)定的紅超巨星階段，科學(xué)家預(yù)測(cè)，在幾百萬到幾千萬年內(nèi)，這樣一顆龐然大物終究會(huì)在引力的作用下崩塌，成為一顆壯麗的超新星。（M⊙： m在物理學(xué)中一般用來表示質(zhì)量，而⊙則表示太陽，因此兩放在一起就是太陽質(zhì)量）。

三、天鵝座NML（最大的紅特超巨星）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：天鵝座 NML，是人類已知最大的紅特超巨星，同時(shí)也是目前已知半徑第二大的恒星。半徑約為 1640 R⊙。天鵝座 NML 也是已知光度最高的恒星之一，其光度高達(dá) 2.72 × 10^5 ± 50000 L☉。天鵝座 NML 距離地球約 5250 ly（1610 pc），周圍有許多塵埃環(huán)繞，周圍有一個(gè)豆?fàn)畹牟灰?guī)則星云，并且它的形狀和水蒸氣邁射分布是一致的。它同時(shí)也是一顆周期約 940 日的半規(guī)則變星。

天鵝座 NML 是天鵝座 OB2星協(xié)的其中一顆成員星。天鵝座 NML 的質(zhì)量大約是 50 M☉。它的年周視差大約是 0.62 毫角秒。

天鵝座 NML 的輻射熱光度(Lbol)接近 3 × 10^6 L☉，絕對(duì)熱星等(Mbol)是 9.4，是已知光度最高的特超巨星之一。天鵝座 NML 于 1965 年由 Neugebauer、Martz 和 Leighton 發(fā)現(xiàn)。名稱中的 NML 即來自三位發(fā)現(xiàn)者姓氏第一個(gè)字母。

據(jù)觀測(cè)資料，天鵝座 NML 被認(rèn)為有兩個(gè)分離的，由塵埃和分子組成的光學(xué)厚外層。內(nèi)層的光深度大約是 1.9，外層則是 0.33。它的質(zhì)量流失率大約是每年 20 M⊕，是已知質(zhì)量流失率最高的恒星之一。天鵝座 NML 的塵埃層形成原因是因?yàn)樗鼧O高的后主序星恒星風(fēng)速度以及高質(zhì)量流失率。它的恒星風(fēng)速度可達(dá) 23 km/s。因?yàn)樘禊Z座 NML 在銀河系中的位置相當(dāng)特殊，因此周圍星際環(huán)境并未對(duì)它的外層有明顯影響。

天鵝座 NML 是一顆巨大的富氧恒星。它的成分是自 1968 年由 Wilson 和 Barrett 偵測(cè)到 OH 無線電波輻射(1612 MHz)開始得知。之后在它的周圍已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的分子有 H2O、SiO、CO、HCN(氰化氫)、CS、SO、SO2 和 H2S 等分子。

天鵝座 NML 的周圍有著巨大的塵埃殼層，這使得它的半徑和質(zhì)量變得十分難以確定。通常認(rèn)為它的半徑約為 1640 R⊙（⊙：太陽的意思），而實(shí)際觀測(cè)中，只計(jì)算光深度較大的部分，那么它的半徑將是 1183 R⊙，這類低溫恒星會(huì)有強(qiáng)烈的邊界昏暗效應(yīng)，因此 1183 R⊙ 是它大小的下限。從 K、J 波段的觀測(cè)顯示出的結(jié)果則要大的多，恒星的半徑將超過 2775 R⊙，最大 4000 R⊙。恒星演化理論上并沒有恒星能膨脹到如此大的程度，這也許是恒星周圍的氣體干擾了觀測(cè)結(jié)果所導(dǎo)致的。

天鵝座 NML 的光度約為 2.72 × 10^5 ± 50000 L⊙，因此可以大致的估計(jì)出恒星的質(zhì)量。根據(jù)恒星物理性質(zhì)以及空間位置所推導(dǎo)出的結(jié)果，恒星的質(zhì)量約為 50 M⊙。天鵝座 NML 是大名鼎鼎的天鵝座 OB2 星協(xié)的外圍成員星，年齡不足 5 × 10^6 年。而另一種理論則認(rèn)為天鵝座 NML 是由 25 M⊙ 的 O 型星演化了 8 × 10^6 年所形成。

四、WOH G64（半徑是太陽的2000倍）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：WOH G64是在大麥哲倫星系內(nèi)的一顆紅特超巨星（或紅超巨星，目前在演化分類上仍有爭(zhēng)議，不過更多的文件傾向于將其歸位紅特超巨星），半徑是太陽的 1540 ~ 2575 倍，是已知最大的恒星之一。WOH G64 的半徑目前尚未確定，根據(jù)恒星演化模型，恒星半徑上限是 2500 倍太陽質(zhì)量。如果 WOH G64 的直徑真的達(dá)到 2575 倍太陽半徑，或許該領(lǐng)域?qū)?huì)被顛覆。

WOH G64是在大麥哲倫星系內(nèi)的一顆紅特超巨星，半徑是太陽的2000倍。他是已知最大的恒星之一。 WOH G64的大小估計(jì)是2,785,000,000公里。不過，目前人類已知的最大天體是大犬座VY ，距離地球5000光年，視星等7.95。據(jù)推測(cè)，其體積約為300~400萬倍太陽體積，直徑約有1800~2100倍太陽直徑，超越土星軌道，是目前已知的恒星中最大的。以我們?nèi)祟惸壳暗娘w行器速度繞一圈，至少要1200多年。

據(jù)國外媒體報(bào)道，歐洲南方天文臺(tái)的科學(xué)家們?nèi)涨笆状斡^測(cè)到了一顆被光環(huán)包裹的巨型紅巨星。尤其讓研究人員感到詫異的是，該天體的各項(xiàng)參數(shù)十分奇特，與理論計(jì)算值存在著較大的差異。這顆紅巨星的編號(hào)為WOH G64，位于大麥哲倫星云之中，距離地球約16.3萬光年之遙。其直徑高達(dá)太陽的兩千倍。

科學(xué)家們之前也曾對(duì)WOH G64進(jìn)行過觀測(cè)，但隨后的研究卻引發(fā)了一系列問題。比如最初的計(jì)算顯示，WOH G64的質(zhì)量大約為太陽的40倍，但其實(shí)際溫度卻要遠(yuǎn)低于相似質(zhì)量的恒星在理論上所應(yīng)具有的溫度。

運(yùn)用VLT大型干涉望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行的觀測(cè)顯示，之前之所以會(huì)產(chǎn)生如此多的矛盾之處，是因?yàn)樵赪OH G64的周圍包裹著一圈由氣體和塵埃構(gòu)成的濃密環(huán)狀結(jié)構(gòu)。

正是如此，對(duì)于研究人員來說，WOH G64的觀測(cè)尺寸和質(zhì)量要比實(shí)際情況大得多，而觀測(cè)到的亮度也只是實(shí)際值的一半。科學(xué)家們通過最新的觀測(cè)數(shù)據(jù)計(jì)算出，WOH G64最初的質(zhì)量約為太陽的20倍，而現(xiàn)在的數(shù)值則要低很多。據(jù)測(cè)算，它目前已損失了十分之一至三分之一的質(zhì)量。正是WOH G64損失的物質(zhì)構(gòu)成了其周圍環(huán)狀結(jié)構(gòu)的主體--后者的總質(zhì)量約為太陽的三至九倍。

值得一提的是，歐洲南方天文臺(tái)的研究人員凱蒂·奧納卡指出，WOH G64周圍環(huán)狀結(jié)構(gòu)的尺寸對(duì)于單個(gè)天體來說絕對(duì)是史無前例的:其尺寸為WOH G64半徑的15至250倍，也就是說，約為120至3萬個(gè)天文單位(一天文單位大致相當(dāng)于1.5億公里)。

奧納卡曾經(jīng)表示:"在該系統(tǒng)中一切都是那么的巨大。WOH G64本來就大的足以容納下從太陽到土星之間的整個(gè)空間，而其周圍的環(huán)狀結(jié)構(gòu)的直徑居然達(dá)到了一光年!" 他強(qiáng)調(diào)說，此次最新發(fā)現(xiàn)有助于人們重新看待大型恒星的演化問題。

五、維斯特盧1-26（半徑為太陽半徑的約2550 倍）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：維斯特盧 1-26 ，亦稱維斯特盧 1 BKS A 或維斯特盧 1 BKS AS，簡(jiǎn)稱 W26 或 W1-26，標(biāo)準(zhǔn)縮寫為 Wd 1-26，是一顆位于超星團(tuán)維斯特盧1內(nèi)的紅超巨星或紅特超巨星。這顆恒星是其中一個(gè)已知體積最大恒星之一，其半徑約為太陽半徑的 1530 ~ 1580 倍，而部份測(cè)量更得出其半徑為太陽半徑的 2550 倍。這顆恒星是于 1961 年被天文學(xué)家本特·維斯特蘭發(fā)現(xiàn)的。

維斯特盧 1-26 被分類為一個(gè)明亮的超巨星。其有效溫度為 3600 ~ 3700K，因此是一個(gè)溫度非常低的超巨星，且大部份能量都是以紅外光譜的形式釋出。其質(zhì)量亦以很快的速率流失，因此部份天文學(xué)家認(rèn)為這顆恒星會(huì)進(jìn)一步演變成一個(gè)沃爾夫–拉葉星。

與其他超巨星不同，雖然維斯特盧 1-26 的類別經(jīng)常轉(zhuǎn)變，但其亮度卻幾乎保持不變。這個(gè)現(xiàn)象的成因至今仍然成謎。其中一種可能性是，星際消光只讓某特定波長的光譜通過，并阻擋了恒星的惰性亮度。如果其亮度仍然保持不變，這顆恒星將會(huì)是人類發(fā)現(xiàn)的第一顆強(qiáng)烈的電波源變星。

2013 年 10 月，天文學(xué)家利用歐洲南方天文臺(tái)超大巡天望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)維斯特盧 1-26 被一層離子化氫氣所包圍。這層氫氣是人類發(fā)現(xiàn)的第一個(gè)包圍紅超巨星的"離子化星云"。這個(gè)星云延伸至距離維斯特盧 1-26 1.3pc的空間，并含有大量溫度為 800 K 的物質(zhì)。值得注意的是，這個(gè)離子化星云與 Sanduleak -69° 202a超新星爆炸成為SN 1987A前的星云十分相似。

維斯特盧 1-26 已因其作為一個(gè)強(qiáng)烈的電波源而聞名。因?yàn)榈厍蚺c超星團(tuán)維斯特盧 1 之間存在高星際消光，因此天文學(xué)家們至今仍沒法精確理解其物理特性。其強(qiáng)烈的射電輻射導(dǎo)致天文學(xué)家們測(cè)量其體積時(shí)存在差異。雖然如此，天文學(xué)家們已一致認(rèn)定其半徑約為太陽半徑的 1530 ~ 1580 倍。但小部份天文學(xué)家卻認(rèn)為其半徑達(dá)到太陽半徑的 2550 倍，意味著它很可能推翻盾牌座UY，登上"最大已知恒星"的寶座。

維斯特盧 1-26 的半徑為太陽半徑的 1530 ~ 1580 倍，如果將維斯特盧1-26置于太陽系的中心，其半徑將超過木星的半長軸(半徑約為 5.204267 AU，約等于 7.785472 × 10^8 km)，并且迫近土星軌道(半徑約為 9.5820172 AU，約等于 1.43344937 × 10^9 km)。光繞這顆恒星一周需時(shí) 6.33 小時(shí)，而光繞太陽一周僅需時(shí) 14.5 秒。

六、人馬座 VX（為太陽半徑的 1120 ~ 1550 倍）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：人馬座VX是一顆半規(guī)則變星，距離地球約 5100 ± 300 ly (1560 ± 100 pc)光變周期為 732 天。它表面溫度在不斷變化，約為 2400 ~ 3400 K。人馬座 VX 的表現(xiàn)和米拉變星相似，在其大氣層發(fā)現(xiàn)水分子和 SiO 脈澤的線索。

人馬座VX實(shí)際上是一顆半規(guī)則變星，距離地球約 5100 ± 300 ly(1560 ± 100 pc)，光變周期為 732 天，據(jù)研究表明，人馬座 VX 的平均溫度在 2400 ~3300 K 之間。人馬座 VX 的表現(xiàn)和米拉變星相似，在其大氣層發(fā)現(xiàn)水分子和 SiO 脈澤的線索。這個(gè)恒星有著極其厚實(shí)的塵埃殼層，證明它已經(jīng)拋出了大量氣體物質(zhì)。

人馬座 VX 是銀河系中最大的幾顆恒星之一，是一顆脈動(dòng)變星。早期測(cè)定該星的平均直徑達(dá)到了太陽的 1520 倍，而膨脹到最大時(shí)更是達(dá)到太陽的 1940 倍。但后來的觀測(cè)結(jié)果表明這顆恒星的實(shí)際大小為太陽半徑的 1120 ~ 1550 倍之間，比過去小得多。人馬座 VX 的溫度比預(yù)期的高，在它最亮?xí)r可達(dá) 3400 K 左右，而在最暗時(shí)約為2900 K.由于直徑比預(yù)期小，所以最新數(shù)據(jù)上人馬座 VX 的光度已經(jīng)被調(diào)整為太陽的 1.1 × 10^5 ~ 1.9 × 10^5 倍。人馬座 VX 的類型在 M4 和 M10 之間變化，有時(shí)會(huì)變成 M8.5Ia 的紅超巨星。由于被塵埃環(huán)繞，在可見光波段人馬座 VX 非?；璋?，再加上缺少足夠的參考文獻(xiàn)，因此該星數(shù)據(jù)庫資料比較少。

人馬座 VX 雖然體積很大，但是密度極低，其質(zhì)量僅有太陽的 12 倍。雖然曾經(jīng)該星被歸類為特超巨星，但是最近的觀測(cè)結(jié)果表明，該星的質(zhì)量和光度均離特超巨星有不小差距，噴發(fā)物質(zhì)的速率也比較緩慢。因此人馬座VX應(yīng)該是罕見的極低溫紅超巨星。相比質(zhì)量類似的心宿二，金牛座 119 星，它膨脹的更為劇烈，表面溫度則要低10%。

七、仙王座VV（紅超巨星）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：仙王座 VV 是一個(gè)位于仙王座的雙星系統(tǒng)，分別由一顆紅超巨星及一顆藍(lán)矮星組成，這兩顆星各自填滿了彼此的洛希瓣。這個(gè)雙星系統(tǒng)距離地球約 4900 ly。這是一顆食變雙星。也就是兩顆星互相圍繞公共質(zhì)心公轉(zhuǎn)，它們之間的相互遮掩造成了我們?cè)诘厍蛏峡慈ィ湫堑葧?huì)發(fā)生變化。其主星是一顆紅超巨星。這是恒星晚年期的一種形態(tài)，體積極大，密度很小，表面溫度也很低。這顆星的半徑約為1050 ~ 1900 R⊙ 。這個(gè)半徑是很大的，假如把它放在太陽的位置上，都可以把木星包含在內(nèi)。

作為主星的仙王座 VV A 是一顆紅超巨星，它的直徑有多個(gè)數(shù)據(jù)，在 1050 ~ 1900 R⊙ 之間，還有得出 1400 R⊙ 的結(jié)果，而這個(gè)結(jié)果也是比較被認(rèn)可的。其半徑，比木星軌道還要大。其確實(shí)的質(zhì)量不明，但從軌道的動(dòng)態(tài)來推測(cè)，不超過 50 M⊙;從光度推測(cè)，則不超過 25 M⊙。它的光譜為 M2，光度約為 2 × 10^5 L⊙。物質(zhì)正從仙王座 VV A 噴發(fā)而出，流向其伴星仙王座 VV B。仙王座 VV A 光度很高，在紅超巨星的上限附近，因此有些文獻(xiàn)將其歸類為特超巨星。但是更多人傾向于將其歸納為紅超巨星。過去認(rèn)為這樣的超巨星表面溫度普遍在 3200 ~ 3500 K 之間，而后來的測(cè)量結(jié)果則把這個(gè)值提高了 10%。

形成仙王座 VV A 這樣的紅超巨星需要一顆恒星在主星序階段擁有 25 ~ 30 M⊙ 或者更大的質(zhì)量，但不會(huì)超過 60 M⊙。仙王座 VV A 和大犬座 VY、天鵝座 NML這幾顆特超巨星物理性質(zhì)相似，但是它并不是特超巨星。

仙王座 VV B 是仍處于主序階段的藍(lán)亞巨星，與主星距離大約 25 AU，每 20 多年繞主星公轉(zhuǎn)一周。仙王座 VV B 的光譜為 B8，其半徑約為 13 ~ 25 R⊙，的質(zhì)量約為 18.6 M⊙，并且還在不斷增加。

八、大犬座VY（體積最大的特超巨星）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：大犬座VY(VY )是一顆位于大犬座的極端富氧型紅特超巨星，距離地球約1,200秒差距(約3,900光年)，視星等約為6.5~9.6等。據(jù)觀測(cè)，其質(zhì)量約為太陽的17倍，半徑約為太陽的2,069倍，光度約為太陽的23.7萬倍，因異常之高的物質(zhì)流失速率被歸為特超巨星，也是目前已知體積最大的特超巨星(Stephenson 2-18的分類為紅超巨星)。它和其他大部分出現(xiàn)在聯(lián)星或多重星系統(tǒng)中的特超巨星不同的是，它是單一恒星。大犬座VY同時(shí)也是一顆半規(guī)則變星。

據(jù)之前計(jì)算結(jié)果，如果將大犬座VY放在太陽系中心，它的光球?qū)?huì)位于土星軌道之外，體積僅次于Stephenson 2-18，是目前人類發(fā)現(xiàn)的體積第二大的恒星。

由于大犬座VY沒有伴星，其質(zhì)量無法通過引力相互作用直接測(cè)量。對(duì)大犬座VY的有效溫度和熱光度與大質(zhì)量恒星的演化軌跡的比較表明，假設(shè)它最初是一顆快速旋轉(zhuǎn)恒星，那么它的初始質(zhì)量可能為太陽的25(±10)倍，當(dāng)前質(zhì)量約為15倍太陽質(zhì)量。若假設(shè)它為一顆慢速旋轉(zhuǎn)的恒星，那么根據(jù)計(jì)算，它的初始質(zhì)量可能約為太陽的32倍，而當(dāng)前質(zhì)量約為19 倍太陽質(zhì)量，年齡約為820萬 年。

較早的研究給出了更高的初始質(zhì)量，或者根據(jù)舊的光度估計(jì)，大犬座VY的最初質(zhì)量為太陽的40~60倍。大犬座VY具有強(qiáng)大的恒星風(fēng)，由于其極高的光度和相對(duì)較低的表面重力，它正在損失大量的物質(zhì)。它的平均質(zhì)量損失率為1/60,000倍太陽質(zhì)量/年，是已知質(zhì)量損失速率最高的恒星之一，即使對(duì)于紅超巨星來說也是異常巨大，這一點(diǎn)可以從它的環(huán)星包層中得到證明 。

值得一提的是，歐洲南方天文臺(tái)VLT望遠(yuǎn)鏡的科學(xué)家對(duì)大犬座VY進(jìn)行了跟蹤，發(fā)現(xiàn)其周圍布滿了丟失質(zhì)量的物質(zhì)，塵埃云和氣體云離散分布在周圍，最終大犬座VY會(huì)以一次大爆炸結(jié)束生涯。臺(tái)灣中央研究院天文研究所和天體物理學(xué)專家指出，紅特超巨星的一生是短暫的，當(dāng)它們接近生命的最后時(shí)期，會(huì)大量失去質(zhì)量。在過去，我們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)超巨星的奧秘，主要為理論上的推演，對(duì)大犬座VY的研究有助于我們了解此類超大質(zhì)量恒星(如Pismis 24-1)的死亡過程。

大犬座VY可能在未來幾百萬年內(nèi)爆發(fā)，這一幕將會(huì)是驚人的，由于其距離我們較遠(yuǎn)，地球不會(huì)受到干擾，生命同時(shí)也不會(huì)受到干擾，無需擔(dān)心。由于其釋放出的巨大的能量，因此，整個(gè)銀河系都會(huì)看到它的爆發(fā)。

九、天蝎座AH（體積最大的恒星之一）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：天蝎座AH（AH Scorpii），簡(jiǎn)稱AH Sco，是一顆位于星座天蝎座中的紅超巨星。這顆恒星是其中一顆人類已知體積最大的恒星之一，其半徑介乎于1,287-1,535太陽半徑之間，使之成為最大的紅超巨星之一。

所謂天蝎座，是位于南天球的黃道帶星座之一，位居天秤座與人馬座之間，面積為496.78平方度，占全天面積的1.204%，在全天88個(gè)星座中面積排行第三十三。天蝎座是一個(gè)接近銀河中心的星座，擁有不少亮星。地球在每年10月24日-11月22日運(yùn)行到天蝎座，緯度變化位于+40°和90°之間可全見，最佳觀測(cè)時(shí)間為七月中旬至九月上旬。

十、仙王座RW（最大，最亮的恒星之一）

簡(jiǎn)介及參數(shù)：仙王座 RW， 是位于仙王座中的一顆恒星，也是已知最大的恒星之一。根據(jù)推測(cè)，該星半徑在 981 ~ 1758 R⊙ 之間不斷變化，平均約為 1369.5 R⊙。同時(shí)它的光度和光譜型也在不斷變化。其光譜變化于 G8-M2，平均則是 K 型的橙特超巨星，但最冷時(shí)會(huì)成為 M 型的紅超巨星。對(duì)應(yīng)的溫度變化于 3749 ~ 5018 K，平均約是 4015 K。從其直徑和溫度可以推算出它的總輻射光度，平均約為 5.5 × 10^5 L。

仙王座 RW 是仙王座中最大的恒星之一，是目前已知最大，最亮的恒星之一。

它是一個(gè)不尋常的特超巨星，同時(shí)也是周期極長的變星。光變周期長達(dá) 50 ~ 70 年。這個(gè)恒星距離地球足有 14000 ly，但由于本身亮度極高，在它最亮?xí)r可以用肉眼勉強(qiáng)看到。

據(jù)推測(cè)，該星半徑在 981 ~ 1758 R⊙ 之間不斷變化，平均約為 1369.5 R⊙。同時(shí)它的光度和光譜型也在不斷變化。其光譜變化于 G8-M2，平均則是 K 型的橙特超巨星，但最冷時(shí)會(huì)成為 M 型的紅超巨星。對(duì)應(yīng)的溫度變化于 3749 ~ 5018 K，平均約是 4015 K。從其直徑和溫度可以推算出它的總輻射光度，平均約為 5.5 × 10^5 L⊙。該星最亮?xí)r的總光度可能會(huì)超過 6 × 10^5 L⊙，最暗時(shí)也有太陽的 4.5 × 10^5 倍。這個(gè)光度遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過一般紅特超巨星的光度(2 × 10^5 ~ 3 × 10^5 L⊙)，但和半人馬座 V766(7.5 × 10^5 L⊙)很接近，說明這個(gè)恒星處于一種很稀有的演化階段，大約是黃特超巨星即將演化到紅超巨星的階段。

根據(jù)其光度估測(cè)這顆恒星質(zhì)量約為 35 ~ 45 M⊙，而最新的研究結(jié)果將其質(zhì)量降低至 13.9 M⊙，不過這樣的質(zhì)量也足以使它經(jīng)過紅特超巨星階段后演變成一個(gè)超高溫的沃爾夫-拉葉星。但其最終的命運(yùn)依舊是成為超新星。它距離地球約為 14000 ly，隸屬于仙王座 OB1 星協(xié)，目前年齡不會(huì)超過 10^7 年。它是仙王座內(nèi)的幾個(gè)巨型恒星之一，直徑和仙王座 VV，造父四，仙王座 V354相仿。

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