一、R136a1（質量最大的恆星）

簡介及引數：R136a1

是一顆藍色超巨星，是目前宇宙中巨大質量恆星列表中已知質量最大的恆星。 這顆恆星的質量是由謝菲爾德大學的天文學家測量的，估計是265個太陽的質量 。 這顆恆星也列名在最亮恆星列表中，亮度是太陽的870萬倍 。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星雲中，是靠近劍魚座30複合體的R136超星團中的成員。

英國謝菲爾德大學的天文物理學教授保羅·克勞瑟（Paul Crowther）領導的一個小組，使用歐洲南方天文臺在智利的甚大望遠鏡（VLT），和來自哈伯太空望遠鏡的資料，研究NGC 3603和

R136

a這兩個星團。R136a曾經被認為是擁有質量高達1，000-3，000太陽質量的超大質量天體。R136a的本質被全像的斑點干涉測量解析和發現是一個高密度的星團。這個小組發現其中有些恆星的表面溫度高達40，000K，超過太陽的7倍，並且亮度是太陽的數百萬倍。至少有3顆恆星的質量大約是150倍的太陽質。

在夜空中，R136出現在大麥哲倫星雲中的蜘蛛星雲的第十級核心。在1979年需要一個3。6米望遠鏡才能探測到R136的其中一部分——R136a。在R136a中檢測R136a1需要太空望遠鏡或複雜的技術，如自適應光學散斑干涉。

英國謝菲爾德大學天文學家保羅·克勞瑟及其帶領的研究小組利用哈勃太空望遠鏡和歐洲南方天文臺甚大望遠鏡觀測資料重新計算後發現，大麥哲倫星系蜘蛛星雲內代號為R136a1的恆星“質量”創下紀錄。

R136a1的未來發展是不確定的，沒有類似的恆星以確認預測。大質量恆星的演化取決於他們損失的質量，不同的演化給出不同的結果，沒有一個完全匹配的結果。據認為，WN5h發展成高光度藍變星後，氫在恆星核心會變得枯竭。這是一個使恆星極端失重的重要階段，在太陽附近的金屬丰度，這個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，由於對流核心非常大，以及它的金屬丰度很高和額外的“混合旋轉”，可以直接跳過高光度藍變星和富氫WN與貧氫的WN的演化。氫聚變可持續二百萬年多，而R136a1的質量在氫聚變末期可縮小為70-80倍太陽。與富金屬單星一樣，即使它開始旋轉很快，到氫燃燒結束旋轉速度將減慢至零左右。

核心的氦聚變開始後，大氣中的殘留氫迅速丟失，R136a1會迅速和無氫恆星一樣，亮度會降低。沃爾夫-拉葉星在這一點的不同主要是它們在赫羅圖上的位置為零齡主序星，類似於主序星，但比主序星的溫度高。

在氦燃燒過程中，碳和氧會積聚在核心，並且恆星的大量的質量損失會繼續。這最終導致了WC光譜的發展，雖然它是富金屬星，但預計大部分的氦都在WN光譜燃燒了。在氦燃燒結束時，核心溫度的增加和質量的損失會導致亮度和溫度的增加，且光譜型別成為WO。接下來的幾十萬年將氦融合為更重的元素，但燃燒的最後階段不超過幾百到幾千年。R136a1的質量會最終縮小到50多倍太陽質量［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（體積最大的恆星）

簡介及引數：

盾牌座 UY（UY Scuti），是一顆位於盾牌座的紅超巨星，是現今人類已知體積最大的恆星，距離地球約5100光年。半徑可達 1708 ± 192 R⊙，約為 7。94 AU，僅僅略小於土星軌道半徑，位居人類觀測到的恆星體積榜首，假如把它放到太陽系中心，那麼邊緣將迫近土星的軌道，也就是說包括太陽在內連水星，金星，地球，火星，小行星帶和木星都只能在它的肚子裡執行，可見這個星球有多麼的龐大。

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恆星，需要望遠鏡幫助才能看到。盾牌座 UY 最早是由德國天文學家在波恩天文臺（Bonn Observatory）於 1860 年編入目錄的。它被命名為 BD-12°5055，是從 0h 右升起計在 12°S 和 13°S 之間的第 5055 星。據國際變星指定標準，它被稱為盾牌座 UY，表示它是盾牌座的第 38 個變星 。

盾牌座 UY 位於 A 型恆星盾牌座γ 以北數度，並且位於鷹狀星雲的東北。儘管該恆星光度很高，但由於其遙遠並且位於天鵝座大裂縫的隱帶 內部，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定的狀態。這顆恆星會以一個很快的速度將大量物質噴發進太空，並於其周圍形成雲氣。這顆恆星幾乎完全被這些塵埃和氣體所遮蔽，並且因低密度和高亮度而迅速流失質量，其現況與大多數紅超巨星類似。因為這些塵埃和氣體的透明度並不高。。

初始質量超過 8 M⊙ 的恆星，將可能在生命末期引發猛烈的超新星爆發。現在的盾牌座 UY 正處於極不穩定的紅超巨星階段，科學家預測，在幾百萬到幾千萬年內，這樣一顆龐然大物終究會在引力的作用下崩塌，成為一顆壯麗的超新星。（M⊙：

m在物理學中一般用來表示質量，而⊙則表示太陽，因此兩放在一起就是太陽質量）。

三、天鵝座NML（最大的紅色超巨星）

簡介及引數：

天鵝座 NML，是人類已知最大的紅色超巨星，同時也是目前已知半徑第二大的恆星。半徑約為 1640 R⊙。天鵝座 NML 也是已知光度最高的恆星之一，其光度高達 2。72 × 10^5 ± 50000 L☉。天鵝座 NML 距離地球約 5250 ly（1610 pc），周圍有許多塵埃環繞，周圍有一個豆狀的不規則星雲，並且它的形狀和水蒸氣輻射分佈是一致的。它同時也是一顆週期約 940 日的半規則變星。

天鵝座 NML 是天鵝座 OB2星協的其中一顆成員星。天鵝座 NML 的質量大約是 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 於 1965 年由 Neugebauer、Martz 和 Leighton 發現。名稱中的 NML 即來自三位發現者姓氏第一個字母。

據觀測資料，天鵝座 NML 被認為有兩個分離的，由塵埃和分子組成的光學厚外層。內層的光深度大約是 1。9，外層則是 0。33。它的質量流失率大約是每年 20 M⊕，是已知質量流失率最高的恆星之一。天鵝座 NML 的塵埃層形成原因是因為它極高的後主序星恆星風速度以及高質量流失率。它的恆星風速度可達 23 km/s。因為天鵝座 NML 在銀河系中的位置相當特殊，因此周圍星際環境並未對它的外層有明顯影響。

天蠍座 NML 是一顆巨大的富氧恆星。它的成分是自 1968 年由 Wilson 和 Barrett 偵測到 OH 無線電波輻射（1612 MHz）開始得知。之後在它的周圍已經發現的分子有 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量變得十分難以確定。通常認為它的半徑約為 1640 R⊙（⊙：太陽的意思），而實際觀測中，只計算光深度較大的部分，那麼它的半徑將是 1183 R⊙，這類低溫恆星會有強烈的邊界昏暗效應，因此 1183 R⊙ 是它大小的下限。從 K、J 波段的觀測顯示出的結果則要大的多，恆星的半徑將超過 2775 R⊙，最大 4000 R⊙。恆星演化理論上並沒有恆星能膨脹到如此大的程度，這也許是恆星周圍的氣體干擾了觀測結果所導致的。

天鵝座 NML 的光度約為 2。72 × 10^5 ± 50000 L⊙，因此可以大致地估計出恆星的質量。根據恆星物理性質以及空間位置所推匯出的結果，恆星的質量約為 50 M⊙。天鵝座 NML 是大名鼎鼎的天鵝座 OB2 星協的外圍成員星，年齡不足 5 × 10^6 年。而另一種理論則認為天鵝座 NML 是由 25 M⊙ 的 O 行星演化了 8 × 10^6 年所形成。

四、WOH G64（半徑是太陽的2000倍）

簡介及引數：

WOH G64是在大麥哲倫星系內的一顆紅特超巨星（或紅超巨星，目前在演化分類上仍有爭議，不過更多的檔案傾向於將其歸位紅特超巨星），半徑是太陽的 1540 ~ 2575 倍，是已知最大的恆星之一。WOH G64 的半徑目前尚未確定，根據恆星演化模型，恆星半徑上限是 2500 倍太陽質量。如果 WOH G64 的直徑真的達到 2575 太陽半徑，或許該領域將會被顛覆。

WOH G64是在大麥哲倫星系內的一顆紅特超巨星，半徑是太陽的2000倍。他是已知最大的恆星之一。 WOH G64的大小估計是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。據推測，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，是目前已知的恆星中最大的。以我們人類目前的飛行器速度繞一圈，至少要1200多年。

據國外媒體報道，歐洲南方天文臺的科學家們日前首次觀測到了一顆被光環包裹的巨型紅巨星。尤其讓研究人員感到詫異的是，該天體的各項引數十分奇特，與理論計算值存在著較大的差異。這顆紅巨星的編號為WOH G64，位於大麥哲倫星雲之中，距離地球約16。3萬光年之遙。其直徑高達太陽的兩千倍。

科學家們之前也曾對WOH G64進行過觀測，但隨後的研究卻引發了一系列問題。比如最初的計算顯示，WOH G64的質量大約為太陽的40倍，但其實際溫度卻要遠低於相似質量的恆星在理論上所應具有的溫度。

運用VLT大型干涉望遠鏡進行的觀測顯示，之前之所以會產生如此多的矛盾之處，是因為在WOH G64的周圍包裹著一圈由氣體和塵埃構成的濃密環狀結構。

正是如此，對於研究人員來說，WOH G64的觀測尺寸和質量要比實際情況大得多，而觀測到的亮度也只是實際值的一半。科學家們透過最新的觀測資料計算出，WOH G64最初的質量約為太陽的20倍，而現在的數值則要低很多。據測算，它目前已損失了十分之一至三分之一的質量。正是WOH G64損失的物質構成了其周圍環狀結構的主體——後者的總質量約為太陽的三至九倍。

值得一提的是，歐洲南方天文臺的研究人員凱蒂·奧納卡指出，WOH G64周圍環狀結構的尺寸對於單個天體來說絕對是史無前例的：其尺寸為WOH G64半徑的15至250倍，也就是說，約為120至3萬個天文單位（一天文單位大致相當於1。5億公里）。

奧納卡曾經表示：“在該系統中一切都是那麼的巨大。WOH G64本來就大的足以容納下從太陽到土星之間的整個空間，而其周圍的環狀結構的直徑居然達到了一光年！” 他強調說，此次最新發現有助於人們重新看待大型恆星的演化問題。

五、維斯特盧1-26（半徑為太陽半徑的約 2550 倍）

簡介及引數：

維斯特盧 1-26 ，亦稱維斯特盧 1 BKS A 或維斯特盧 1 BKS AS，簡稱 W26 或 W1-26，標準縮寫為 Wd 1-26，是一顆位於超星團維斯特盧1內的紅超巨星或紅特超巨星。這顆恆星是其中一個已知體積最大恆星之一，其半徑約為太陽半徑的 1530 ~ 1580 倍，而部份測量更得出其半徑為太陽半徑的 2550 倍。這顆恆星是於 1961 年被天文學家本特·維斯特蘭發現的。

維斯特盧 1-26 被分類為一個明亮的超巨星。其有效溫度為 3600 ~ 3700K，因此是一個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。其質量亦以很快的速率流失，因此部份天文學家認為這顆恆星會進一步演變成一個沃爾夫–拉葉星。

與其他超巨星不同，雖然維斯特盧 1-26 的類別經常轉變，但其亮度卻幾乎保持不變。這個現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透過，並阻擋了恆星的惰性亮度。如果其亮度仍然保持不變，這顆恆星將會是人類發現的第一顆強烈的電波源變星。

2013 年 10 月，天文學家利用歐洲南方天文臺超大巡天望遠鏡發現維斯特盧 1-26 被一層離子化氫氣所包圍。這層氫氣是人類發現的第一個包圍紅超巨星的“離子化星雲”。這個星雲延伸至距離維斯特盧 1-26 1。3pc的空間，並含有大量溫度為 800 K 的物質。值得注意的是，這個離子化星雲與 Sanduleak -69° 202a超新星爆炸成為SN 1987A前的星雲十分相似。

維斯特盧 1-26 已因其作為一個強烈的電波源而聞名。因為地球與超星團維斯特盧 1 之間存在高星際消光，因此天文學家們至今仍沒法精確理解其物理特性。其強烈的射電輻射導致天文學家們測量其體積時存在差異。雖然如此，天文學家們已一致認定其半徑約為太陽半徑的 1530 ~ 1580 倍。但小部份天文學家卻認為其半徑達到太陽半徑的 2550 倍，意味著它很可能推翻盾牌座UY，登上“最大已知恆星”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置於太陽系的中心，其半徑將超過木星的半長軸（半徑約為 5。204267 AU，約等於 7。785472 × 10^8 km），並且迫近土星軌道（半徑約為 9。5820172 AU，約等於 1。43344937 × 10^9 km）。光繞這顆恆星一週需時 6。33 小時，而光繞太陽一週僅需時 14。5 秒。

六、人馬座 VX（為太陽半徑的 1120 ~ 1550 倍）

簡介及引數：

人馬座VX是一顆半規則變星，距離地球約 5100 ± 300 ly （1560 ± 100 pc）光變週期為 732 天。它表面溫度在不斷變化，約為 2400 ~ 3400 K。人馬座 VX 的表現和米拉變星相似，在其大氣層發現水分子和 SiO 脈澤的線索。

人馬座VX實際上是一顆半規則變星，距離地球約 5100 ± 300 ly（1560 ± 100 pc），光變週期為 732 天，據研究表明，人馬座 VX 的平均溫度在 2400 ~3300 K 之間。人馬座 VX 的表現和米拉變星相似，在其大氣層發現水分子和 SiO 脈澤的線索。這個恆星有著極其厚實的塵埃殼層，證明它已經丟擲了大量氣體物質。

人馬座 VX 是銀河系中最大的幾顆恆星之一，是一顆脈動變星。早期測定該星的平均直徑達到了太陽的 1520 倍，而膨脹到最大時更是達到太陽的 1940 倍。但後來的觀測結果表明這顆恆星的實際大小為太陽半徑的 1120 ~ 1550 倍之間，比過去小得多。人馬座 VX 的溫度比預期的高，在它最亮時可達 3400 K 左右，而在最暗時約為2900 K。由於直徑比預期小，所以最新資料上人馬座 VX 的光度已經被調整為太陽的 1。1 × 10^5 ~ 1。9 × 10^5 倍。人馬座 VX 的型別在 M4 和 M10 之間變化，有時會變成 M8。5Ia 的紅超巨星。由於被塵埃環繞，在可見光波段人馬座 VX 非常昏暗，再加上缺少足夠的參考文獻，因此該星資料庫資料比較少。

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

七、仙王座VV（紅超巨星）

簡介及引數：

仙王座 VV 是一個位於仙王座的雙星系統，分別由一顆紅超巨星及一顆藍矮星組成，這兩顆星各自填滿了彼此的洛希瓣。這個雙星系統距離地球約 4900 ly。這是一顆食變雙星。也就是兩顆星互相圍繞公共質心公轉，它們之間的相互遮掩造成了我們在地球上看去，其星等會發生變化。其主星是一顆紅超巨星。這是恆星晚年期的一種形態，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。

作為主星的仙王座 VV A 是一顆紅超巨星，它的直徑有多個數據，在 1050 ~ 1900 R⊙ 之間，還有得出 1400 R⊙ 的結果，而這個結果也是比較被認可的。其半徑，比木星軌道還要大。其確實的質量不明，但從軌道的動態來推測，不超過 50 M⊙；從光度推測，則不超過 25 M⊙。它的光譜為 M2，光度約為 2 × 10^5 L⊙。物質正從仙王座 VV A 噴發而出，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，因此有些文獻將其歸類為特超巨星。但是更多人傾向於將其歸納為紅超巨星。過去認為這樣的超巨星表面溫度普遍在 3200 ~ 3500 K 之間，而後來的測量結果則把這個值提高了 10%。

形成仙王座 VV A 這樣的紅超巨星需要一顆恆星在主星序階段擁有 25 ~ 30 M⊙ 或者更大的質量，但不會超過 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相似，但是它並不是特超巨星。

仙王座 VV B 是仍處於主序階段的藍亞巨星，與主星距離大約 25 AU，每 20 多年繞主星公轉一週。仙王座 VV B 的光譜為 B8，其半徑約為 13 ~ 25 R⊙，的質量約為 18。6 M⊙，並且還在不斷增加。

八、大犬座VY（體積最大的特超巨星）

簡介及引數：

大犬座VY（VY ）是一顆位於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。據觀測，其質量約為太陽的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在聯星或多重星系統中的超巨星不同的是，它是單一恆星。大犬座VY同時也是一顆半規則變星。

據之前計算結果，如果將大犬座VY放在太陽系中心，它的光球將會位於土星軌道之外，體積僅次於Stephenson 2-18，是目前人類發現的體積第二大的恆星。

由於大犬座VY沒有伴星，其質量無法透過引力相互作用直接測量。對大犬座VY的有效溫度和熱光度與大質量恆星的演化軌跡的比較表明，假設它最初是一顆快速旋轉恆星，那麼它的初始質量可能為太陽的25（±10）倍，當前質量約為15倍太陽質量。若假設它為一顆慢速旋轉的恆星，那麼根據計算，它的初始質量可能約為太陽的32倍，而當前質量約為19 倍太陽質量，年齡約為820萬 年。

較早的研究給出了更高的初始質量，或者根據舊的光度估計，大犬座VY的最初質量為太陽的40~60倍。大犬座VY具有強大的恆星風，由於其極高的光度和相對較低的表面重力，它正在損失大量的物質。它的平均質量損失率為1/60，000倍太陽質量/年，是已知質量損失速率最高的恆星之一，即使對於紅超巨星來說也是異常巨大，這一點可以從它的環星包層中得到證明 。

值得一提的是，歐洲南方天文臺VLT望遠鏡的科學家對大犬座VY進行了跟蹤，發現其周圍佈滿了丟失質量的物質，塵埃雲和氣體雲離散分佈在周圍，最終大犬座VY會以一次大爆炸結束生涯。臺灣中央研究院天文研究所和天體物理學專家指出，紅特超巨星的一生是短暫的，當它們接近生命的最後時期，會大量失去質量。在過去，我們已經發現超巨星的奧秘，主要為理論上的推演，對大犬座VY的研究有助於我們瞭解此類超大質量恆星（如Pismis 24-1）的死亡過程。

大犬座VY可能在未來幾百萬年內爆發，這一幕將會是驚人的，由於其距離我們較遠，地球不會受到干擾，生命同時也不會受到干擾，無需擔心。由於其釋放出的巨大的能量，因此，整個銀河系都會看到它的爆發。

九、天蠍座AH（體積最大的恆星之一）

簡介及引數：

天蠍座AH（AH Scorpii），簡稱AH Sco，是一顆位於星座天蠍座中的紅超巨星。這顆恆星是其中一顆人類已知體積最大的恆星之一，其半徑介乎於1，287-1，535太陽半徑之間，使之成為最大的紅超巨星之一。

所謂天蠍座，是位於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平方米，佔全天面積的1。204%，在全天88個星座中面積排行第三十三。天蠍座是一個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日執行到天蠍座，緯度變化位於+40°和−90°之間可全見，最佳觀測時間為七月中旬至九月上旬。

十、仙王座RW（最大，最亮的恆星之一）

簡介及引數：

仙王座 RW， 是位於仙王座中的一顆恆星，也是已知最大的恆星之一。根據推測，該星半徑在 981 ~ 1758 R⊙ 之間不斷變化，平均約為 1369。5 R⊙。同時它的光度和光譜型也在不斷變化。其光譜變化於 G8-M2，平均則是 K 型的橙特超巨星，但最冷時會成為 M 型的紅超巨星。對應的溫度變化於 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 是仙王座中最大的恆星之一，是目前已知最大，最亮的恆星之一。

它是一個不尋常的特超巨星，同時也是週期極長的變星。光變週期長達 50 ~ 70 年。這個恆星距離地球足有 14000 ly，但由於本身亮度極高，在它最亮時可以用肉眼勉強看到。

據推測，該星半徑在 981 ~ 1758 R⊙ 之間不斷變化，平均約為 1369。5 R⊙。同時它的光度和光譜型也在不斷變化。其光譜變化於 G8-M2，平均則是 K 型的橙特超巨星，但最冷時會成為 M 型的紅超巨星。對應的溫度變化於 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⊙。該星最亮時的總光度可能會超過 6 × 10^5 L⊙，最暗時也有太陽的 4。5 × 10^5 倍。這個光度遠遠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，說明這個恆星處於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。

根據其光度估測這顆恆星質量約為 35 ~ 45 M⊙，而最新的研究結果將其質量降低至 13。9 M⊙，不過這樣的質量也足以使它經過紅特超巨星階段後演變成一個超高溫的沃爾夫-拉葉星。但其最終的命運依舊是成為超新星。它距離地球約為 14000 ly，隸屬於仙王座 OB1 星協，目前年齡不會超過 10^7 年。它是仙王座內的幾個巨型恆星之一，直徑和仙王座 VV，造父四，仙王座 V354相仿。