「たて座UY星」の版間の差分

<ref name=jura>{{Cite journal | last1 = Jura | first1 = M. | last2 = Kleinmann | first2 = S. G. | doi = 10.1086/191488 | title = Mass-losing M supergiants in the solar neighborhood | journal = The Astrophysical Journal Supplement Series | volume = 73 | pages = 769 | year = 1990 | pmid = | pmc = | bibcode = 1990ApJS...73..769J }}</ref>で、光度は太陽の340,000倍あり、銀河で最も特に明るい赤色超巨星の1つであるが、それなりのサイズにもかかわらず[[極超巨星]]には分類されない。それはMKK光度クラス0（ゼロ）が極超巨星の条件となっているからであるが、そもそも極超巨星は宇宙でも非常に珍しく、数十個しか知られていない。より一般に、極超巨星は、Ia-0、Ia+またはちょうど単に観察された範囲と、赤色超巨星ではめったに基づかないIaeでさえ分類から外れることになる。高い光度と大きい直径だけでは、極超巨星と定義されるためには不十分であり、[[大気]]の不安定性と大部分の[[質量]]を失う証拠である[[Hα線]]の[[輝線]]を必要とする。<ref>{{cite journal| bibcode=1998A&ARv...8..145D| title = The yellow hypergiants |author= C. de Jager| year=1998| journal = Astronomy and Astrophysics Review| volume = 8| issue = 3| pages= 145–180| doi = 10.1007/s001590050009}}</ref>たて座UY星の場合、そのスペクトルにはカーボン、[[水]]と[[二酸化ケイ素]]の[[スペクトル線]]の存在があるが、それは[[酸素]]、[[ネオン]]より重い元素のスペクトル線が示してなく、それに於ける質量の損失の証拠がない。従ってヘルツシュプルング―ラッセル図では極超巨星の下位にあるために、明るい赤色超巨星と分類されている。<ref name="Torres2013"/>