1. v-5100分光光度计
1、开启和自检
（1）仪器开启
用电源线连接上电源，打开仪器开关（位于仪器的后右侧），仪器开机后进入系统自检过程。
（2）系统自检
在自检状态，仪器会自动对滤光片、灯源切换、检测器、氘灯、钨灯、波长校正、系统参数和暗电流进行检测。
注：如果某一项自检出错，仪器会自动鸣叫报警，同时显示错误项，用户可按任意键跳过，继续自检下一项。
（3）系统预热
仪器开机后，因电器件需要预热一定的时间后方可达到稳定状态；另外氘灯周围环境也需要一定时间方能达到热平衡，所以仪器需要预热约20分钟后，方可正常使用。
自检结果后，仪器进入预热状态，预热时间为20分钟，预热结束后仪器会自动检测暗电流一次。预热时可以按任意键跳过。
（4）进入系统主菜单
仪器自检结束后进入主界面。按“MODE”键可以在T、A、C、F间自由转换，分别实验透过率测试，吸光度测试工，标准曲线和系统法等功能。
2、透过率测试
在此功能下，可进行固定波长下的透过率测试，也可以将测量结果打印输出。 （1）设定工作波长
在系统主界面下，系统的默认功能项为透过率测试，此时直接按“GOTO λ”键可以进入波长设定界面，用上下键来改变波长值，每按一次该键则屏幕上的波长值会相应增加或减少0.1nm，按“ENTER”键确认。
提示：可以长按此二键，则数字会快速变化，直至所需的波长值为止，近“ENTER”键确认。波长设定完成后自动返回上级界面。
（2）按“ZERO”键对当前工作波长下的空白样品进行调100.0%T。
注意：在调100.0%T之前记得将空白样品拉（推）入光路中，否则调100.0%T的结果不是空白液的100.0%T，使得测量结果不正确。
（3）进行测量
当调100.0%T完成后，把待测样品拉（推）入光路中，按“ENTER”键进入测量界面（若已经在测量界面下，则无须此项操作，直接进行后面的操作即可），按“ENTER”键即可在当前工作波长下对样品进行透过率的测量。
每按下一次“ENTER”键，系统会自动将当时所显示的数值记录到数据据存储区，但当查看时，液晶显示屏的每一屏只可显示5行数据，其余数据可通过按上下键进行翻页显示。
（4）数据打印与清除
数据存储区最多可存储200组数据。如果要打印或消除已测量数据，可在测量结果显示界面下，按“PRINT/CLEAR”键，进入打印或删除除界面，用上下键选择对应
2. V5100分光光度计使用方法
[绝对折射率]光从真空射入介质发生折射时,入射角i与折射角r的正弦之比n叫做介质的“绝对折射率”,简称“折射率”.它表示光在介质中传播时,介质对光的一种特征.
[公式]n=sin i/sin r=c/v
由于光在真空中传播的速度最大,故其他媒质的折射率都大于1.同一媒质对不同波长的光,具有不同的折射率；在对可见光为透明的媒质内,折射率常随波长的减小而增大,即红光的折射率最小,紫光的折射率最大.通常所说某物体的折射率数值多少（例如水为1.33,水晶为1.55,金刚石为2.42,玻璃按成分不同而为1.5～1.9）,是指对钠黄光（波长5893×10-10米）而言.
[相对折射率]光从介质1射入介质2发生折射时,入射角θ1与折射角θ2的正弦之比n21叫做介质2相对介质1的折射率,即“相对折射率”.因此,“绝对折射率”可以看作介质相对真空的折射率.它是表示在两种（各向同性）介质中光速比值的物理量.
[公式]n21=sinθ1/sinθ2=n2/n1=v1/v2
光学介质的一个基本参量.即光在真空中的速度c与在介质中的相速v之比
真空的折射率等于1,两种介质的折射率之比称为相对折射率.例如,第一介质的折射率为n1,第二介质的折射率为n2,则n21＝n2／n1称为第二介质对第一介质的相对折射率.某介质的折射率也是该介质对真空的相对折射率.于是折射定律可写成如下形式
n1sinθi＝n2sinθt两种介质进行比较时,折射率较大的称光密介质,折射率较小的称光疏介质.
折射率与介质的电磁性质密切相关.根据电磁理论,εr和μr分别为介质的相对电容率和相对磁导率.折射率还与波长有关,称色散现象.手册中提供的折射率数据是对某一特定波长而言的（通常是对钠黄光,波长为5893埃）.气体折射率还与温度和压强有关.空气折射率对各种波长的光都非常接近于1,例如空气在20℃,760毫米汞高时的折射率为1.00027.在工程光学中常把空气折射率当作1,而其他介质的折射率就是对空气的相对折射率.
介质的折射率通常由实验测定,有多种测量方法.对固体介质,常用最小偏向角法或自准直法；液体介质常用临界角法（阿贝折射仪）；气体介质则用精密度更高的干涉法（瑞利干涉仪）.
折射率列表:
材质颜色 折射率列表 金属 颜色/RGB 漫射 镜面 反射 凹凸%
铝箔 180,180,180/ 32 / 90 / 65 / 8
铝箔（纯） 180,180,180/ 50 /45 / 35 / 15
铝 220,223,227/ 35 / 25 / 40 / 15
磨亮的铝 220,223,227/ 35 / 65 / 50 / 12
黄铜 191,173,111/ 40 / 40 / 40 / 20
磨亮的黄铜 194,173,111/ 40 / 65 / 50 / 10
镀铬合金 150,150,150/ 40 / 40 / 25 / 35
镀铬合金2 220,230,240/ 25 / 30 / 50 / 20
镀铬铝 220,230,240/ 15 / 60 / 70 / 10
镀铬塑胶 220,230,240/ 15 / 60 / 85 / 10
镀铬钢 220,230,240/ 15 / 60 / 40 / 5
纯铬 220,230,240/ 15 / 60 / 65 / 5
铜 186,110,64/ 45 / 40 / 65 / 10
18K金 234,199,135/ 45 / 40 / 45 / 10
24K金 218,178,115/ 35 / 40 / 65 / 10
未精炼的金255,180,66/ 35 / 40 / 15 / 25
黄金 242,192,86/ 45 / 40 / 25 / 10
石墨 87,33,77/ 42 / 90 / 15 / 10
铁 118,119,120/ 35/ 50 / 25 / 20
铅锡锑合金 250,250,250/ 30 / 40 / 15 / 10
银 233,233,216/ 15 / 90 / 45 / 15
钠 250,250,250/ 50 / 90 / 25 / 10
废白铁罐 229,223,206/ 30 / 40 / 45/ 30
不锈钢 128,128,126/ 40 / 50 / 35 / 20
磨亮的不锈钢220,220,220/ 35 / 50 / 25 / 35
锡 220,223,227/ 50 / 90 / 35 / 20
材质 颜色/RGB 漫射 镜面 反射 凹凸%
净化瓶 27,108,131 /90 /60 /5 / 20
泡沫橡胶 54,53,53 /95 /30 /3 / 90
合成材料 20,20,20 /80 /30 /5 / 20
合成材料(粗糙)25,25,25 /60 /40 /5 / 20
合成材料(光滑)38,38,38 /60 /30 /10 / 10
合成材料(纯) 25,25,25 /92 /40 /15 / 30
橡胶 20,20,20 /80 /30 /5 / 10
塑料(60&透明) 63,108,86 /90 /90 /35 / 10
塑料(高光泽) 20,20,20 /70 /90 /15 / 5
塑料(硬而亮) 20,20,20 /80 /80 /10 / 15
塑料(糖衣) 200,10,10 /80 /30 /5 / 10
塑料(巧克力色)67,40,18 /90 /30 /5 / 15
橡胶 30,30,30 /30 /20 /0 / 50
橡胶纽扣 150,150,150/60 /20 /0 / 30
乙烯树脂 45,45,45 /60 /40 /15 / 30
光源 K
烛焰 1500
家用白织灯 2500-3000
60瓦充气钨丝灯 2800
100瓦钨丝灯 2950
1000瓦钨丝灯 3000
500瓦透影灯 2865
500瓦钨丝灯 3175
琥伯闪光信号灯 3200
R32反射镜泛光灯 3200
锆制的浓狐光灯 3200
1,2,4号泛光灯 3400
反射镜泛光灯 3400
暖色白荧光灯 3500
冷色白荧光灯 4500
白昼的泛光灯 4800
白焰碳弧灯 5000
M2B闪光信号灯 5100
正午的日光 5400
夏季的直射日光 5800
10点至15点的直射日光 6000
白昼的荧光灯 6500
正午晴空的日光 6500
阴天的光线 6800-7000
来自灰蒙天空的光线 7500-8400
来自晴朗蓝天的光线 10000-20000
在水域上空的晴朗蓝天 20000-27000
材质 折射率
真空 1.0000
空气 1.0003
液态二氧化碳 1.2000
冰 1.3090
水 1.3333
丙酮 1.3600
乙醇 1.3600
糖溶液（30%） 1.3800
酒精 1.3900
萤石 1.4340
融化的石英 1.4600
Calspar2 1.4860
糖溶液（80%） 1.4900
玻璃 1.5000
玻璃,锌冠 1.5170
玻璃,冠 1.5200
氯化钠 1.5300
氯化钠（食盐）1 1.5440
聚苯乙烯 1.5500
石英2 1.5530
绿宝石 1.5700
轻火石玻璃 1.5750
青金石,杂青金石 1.6100
黄玉 1.6100
二硫化碳 1.6300
石英1 1.6440
氯化钠（食盐）2 1.6440
重火石玻璃 1.6500
Calspar2 1.6600
二碘甲烷 1.7400
红宝石 1.7700
蓝宝石 1.7700
超重火石玻璃 1.8900
水晶 2.0000
钻石 2.4170
氧化铬
2.7050
非晶质硒 2.2920
碘晶体 3.3400
巧克力 15. 5. 0 88. 29. 0 255.223.220 70 40
红塑料 48. 0. 0 255. 0. 0 255.255.255 100 68
还有一个重要的公式：n=1/sinc(全反射)
3. V5100分光光度计error
第一步：插上电源，打开仪器，预热15分钟
仪器自动跳到操作主界面
第二步：按GOTOλ键后，按住▲或键不
放，让波长读数跳到所需位置停下
来，再按ENTER键确认
第三步：按MODE键调至C模式,选择“新建曲线”
第四步：在弹出的界面中设定标准样品个数，
随后进入标样浓度设定和测试界面
第五步：将空白样品放入光路中，关上样品
室盖，按ZERO键，调零
第六步：根据提示将标准样品依次拉入光路
中，并依次输入标准样品浓度，按确
认键确认
第七步：当Z后一个标准样品浓度设定好，仪
器根据操作自动采集完数据后，按确
认键，仪器会自动绘制出标准曲线
4. V5100分光光度计
康佳电视挂墙上方法：
1、位置地方的选择
在安装电视挂架的时候首先要选择电视安装的位置，确保电视的清晰度
2、位置大小的选择
一般电视挂架在安装的时候都要有一定的空间，电视机背面和上下左右都需要有一个散热的空间，电视挂架和电视墙之间至少要有15公分的距离。
3、接线的处理
电视机安装挂架的各种线接口都不要抵触墙，也不要太过弯曲，一般是将线放在电视机的后面。
电视挂架安装步骤：
1、准备好安装的材料，购选的时候一定要注意挂架和五金件的质量。
2、安装的时候按照说明书上的看，一般的步骤都比较简单，重要的是动手能力。
3、在选择位置的时候不要选择承重墙或者湿度、光度强的地方。
4、电视挂架的安装不难，但是接线接口的处理是需要一定的技巧的。这就需要安装的时候注意留出合适的位置。
5. v-5100b分光光度计
后缀分类有：
1.MK分类法
普通恒星光谱类型：OBAFGKM（有时也包括L）
温度划分：
O：30000-60000K
B：10000-30000K
A：7500-10000K
F：6000-7500K
G：一般认为是5200-6000K（wiki上为5300-6000K）
K：一般认为是3800-5200K（wiki上为3900-5200K）
M：一般认为是2300-3800K（wiki上为2300-3900K）
褐矮星光谱类型：LT
温度划分：
L：1200-2300K
T：500-1200K
沃尔夫•拉叶星光谱类型：WR
温度划分：20000-210000K
子类群：WN WC WO
光谱划分：
WN：电离氮线占主导（主要发射线为N[III]，N[IV]和N[V]）
WC：电离碳线和氧线占主导，但碳线明显更强（主要发射线为C[III]，C[IV]和O[V]）
WO：电离碳线和氧线占主导，但氧线明显更强（主要发射线为C[IV]，O[III]至O[VIII]）
碳星光谱类型：C
子类群：S R N J H Hd
温度划分：
R：2800-5100K
N：2600-3100K
J：2800-3900K
H：4100-5000K
Hd和H类似
光谱划分：
S：强ZrO线
R：强同位素线，弱钡线
N：弱同位素线
J：强C2，CN线
H：强CH吸收线
Hd：弱CH吸收线
白矮星光谱类型：D
子类群：DA DB DO DQ DZ DC DX
光谱划分：
DA：呈现H线
DB：呈现He[I]线
DO：呈现He[II]线
DQ：呈现C线
DZ：呈现金属线
DC：连续光谱，不呈现任何线
DX：未归类/光谱不清楚
2.光度分类法
光度由高到低依次为：I II III IV V VI/sd VII
I：超巨星
子类群：
Ia0:特超巨星
Ia：比一般超巨星更亮，“亮”超巨星
Iab：普通超巨星
Ib：比一般超巨星更暗，“暗”超巨星
II：亮巨星
III：巨星
子类群：
IIIa：比一般巨星更亮，“亮”巨星，一般用于RGB/AGB光度峰值
IIIb：比一般巨星更暗，“暗”巨星，一般用于低质量RGB起点
IV：亚巨星/次巨星
V：主序星
子类群：
Va：比一般主序星更亮，“亮”主序星，一般用于富金属星/金属线星
Vb：比一般主序星更暗，“暗”主序星，一般用于贫金属星
VI（后缀）/sd（前缀）：亚矮星/次矮星
分类：
“主序次矮星”：贫金属且无强金属线的主序星
“热次矮星”：裸氦星，蓝水平分支星，RGB流散体等明显位于主序带下方的恒星
VII：白矮星（基本不用）
3.非正式分类法
褐矮星光谱Y：小于500K
原行星状星云光谱P
新星光谱Q
中子星分类：I型 II型 III型
分类标准：
I型：质量小，冷却速率低
II型：质量大，冷却速率高
III型：质量极大，冷却速率极高（可能是夸克星/奇异星）
6. V-5100可见分光光度计
一、R136a1（质量最大的恒星）
简介及参数：R136a1是一颗蓝特超巨星，是目前宇宙中巨大质量恒星列表中已知质量最大的恒星。 这颗恒星的质量是由谢菲尔德大学的天文学家测量的，估计是265个太阳的质量 。 这颗恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太阳的870万倍 。它位在大麦哲伦星系的蜘蛛星云中，是靠近剑鱼座30复合体的R136超星团中的成员。
英国谢菲尔德大学的天文物理学教授保罗·克劳瑟(Paul Crowther)领导的一个小组，使用欧洲南方天文台在智利的甚大望远镜(VLT)，和来自哈伯太空望远镜的资料，研究NGC 3603和R136a这两个星团。R136a曾经被认为是拥有质量高达1,000-3,000太阳质量的超大质量天体。R136a的本质被全像的斑点干涉测量解析和发现是一个高密度的星团。这个小组发现其中有些恒星的表面温度高达40,000K，超过太阳的7倍，并且亮度是太阳的数百万倍。至少有3颗恒星的质量大约是150倍的太阳质。
在夜空中，R136出现在大麦哲伦星云中的蜘蛛星云的第十级核心。在1979年需要一个3.6米望远镜才能探测到R136的其中一部分--R136a。在R136a中检测R136a1需要太空望远镜或复杂的技术，如自适应光学散斑干涉。
英国谢菲尔德大学天文学家保罗·克劳瑟及其带领的研究小组利用哈勃太空望远镜和欧洲南方天文台甚大望远镜观测数据重新计算后发现，大麦哲伦星系蜘蛛星云内代号为R136a1的恒星"质量"创下纪录。
R136a1的未来发展是不确定的，没有类似的恒星以确认预测。大质量恒星的演化取决于他们损失的质量，不同的演化给出不同的结果，没有一个完全匹配的结果。据认为，WN5h发展成高光度蓝变星后，氢在恒星核心会变得枯竭。这是一个使恒星极端失重的重要阶段，在太阳附近的金属丰度，这个阶段被称为无氢沃尔夫拉叶星。星星从核心到表面的混合足够强，由于对流核心非常大，以及它的金属丰度很高和额外的"混合旋转"，可以直接跳过高光度蓝变星和富氢WN与贫氢的WN的演化。氢聚变可持续二百万年多，而R136a1的质量在氢聚变末期可缩小为70-80倍太阳。与富金属单星一样，即使它开始旋转很快，到氢燃烧结束旋转速度将减慢至零左右。
核心的氦聚变开始后，大气中的残留氢迅速丢失，R136a1会迅速和无氢恒星一样，亮度会降低。沃尔夫-拉叶星在这一点的不同主要是它们在赫罗图上的位置为零龄主序星，类似于主序星，但比主序星的温度高。
在氦燃烧过程中，碳和氧会积聚在核心，并且恒星的大量的质量损失会继续。这最终导致了WC光谱的发展，虽然它是富金属星，但预计大部分的氦都在WN光谱燃烧了。在氦燃烧结束时，核心温度的增加和质量的损失会导致亮度和温度的增加，且光谱类型成为WO。接下来的几十万年将氦融合为更重的元素，但燃烧的最后阶段不超过几百到几千年。R136a1的质量会最终缩小到50多倍太阳质量[3] ，这种情况与大犬座VY极为相似，只不过光谱略有不同。
二、盾牌座UY（体积最大的恒星）
简介及参数：盾牌座 UY（UY Scuti），是一颗位于盾牌座的红超巨星，是现今人类已知体积最大的恒星，距离地球约5100光年。半径可达 1708 ± 192 R⊙，约为 7.94 AU，仅仅略小于土星轨道半径，位居人类观测到的恒星体积榜首，假如把它放到太阳系中心，那么边缘将迫近土星的轨道，也就是说包括太阳在内，连水星，金星，地球，火星，小行星带和木星都只能在它的肚子里运行，可见这个星球有多么的庞大。
盾牌座 UY的视星等为 8.29 ~ 10.56 等，意味着人类肉眼无法看到这颗恒星，需要望远镜帮助才能看到。盾牌座 UY 最早是由德国天文学家在波恩天文台(Bonn Observatory)于 1860 年编入目录的。它被命名为 BD-12°5055，是从 0h 右升起计在 12°S 和 13°S 之间的第 5055 星。据国际变星指定标准，它被称为盾牌座 UY，表示它是盾牌座的第 38 个变星 。
盾牌座 UY 位于 A 型恒星盾牌座γ 以北数度，并且位于鹰状星云的东北。尽管该恒星光度很高，但由于其遥远并且位于天鹅座大裂缝的隐带 内部，因此，从地球上看它的星等只有 9 等 。
盾牌座UY拥有十分大的体积、极低的密度和非常不稳定的状态。这颗恒星会以一个很快的速度将大量物质喷发进太空，并于其周围形成云气。这颗恒星几乎完全被这些尘埃和气体所遮蔽，并且因低密度和高亮度而迅速流失质量，其现况与大多数红超巨星类似。因为这些尘埃和气体的透明度并不高。。
初始质量超过 8 M⊙ 的恒星，将可能在生命末期引发猛烈的超新星爆发。现在的盾牌座 UY 正处于极不稳定的红超巨星阶段，科学家预测，在几百万到几千万年内，这样一颗庞然大物终究会在引力的作用下崩塌，成为一颗壮丽的超新星。（M⊙： m在物理学中一般用来表示质量，而⊙则表示太阳，因此两放在一起就是太阳质量）。
三、天鹅座NML（最大的红特超巨星）
简介及参数：天鹅座 NML，是人类已知最大的红特超巨星，同时也是目前已知半径第二大的恒星。半径约为 1640 R⊙。天鹅座 NML 也是已知光度最高的恒星之一，其光度高达 2.72 × 10^5 ± 50000 L☉。天鹅座 NML 距离地球约 5250 ly（1610 pc），周围有许多尘埃环绕，周围有一个豆状的不规则星云，并且它的形状和水蒸气迈射分布是一致的。它同时也是一颗周期约 940 日的半规则变星。
天鹅座 NML 是天鹅座 OB2星协的其中一颗成员星。天鹅座 NML 的质量大约是 50 M☉。它的年周视差大约是 0.62 毫角秒。
天鹅座 NML 的辐射热光度(Lbol)接近 3 × 10^6 L☉，绝对热星等(Mbol)是 9.4，是已知光度最高的特超巨星之一。天鹅座 NML 于 1965 年由 Neugebauer、Martz 和 Leighton 发现。名称中的 NML 即来自三位发现者姓氏第一个字母。
据观测资料，天鹅座 NML 被认为有两个分离的，由尘埃和分子组成的光学厚外层。内层的光深度大约是 1.9，外层则是 0.33。它的质量流失率大约是每年 20 M⊕，是已知质量流失率最高的恒星之一。天鹅座 NML 的尘埃层形成原因是因为它极高的后主序星恒星风速度以及高质量流失率。它的恒星风速度可达 23 km/s。因为天鹅座 NML 在银河系中的位置相当特殊，因此周围星际环境并未对它的外层有明显影响。
天鹅座 NML 是一颗巨大的富氧恒星。它的成分是自 1968 年由 Wilson 和 Barrett 侦测到 OH 无线电波辐射(1612 MHz)开始得知。之后在它的周围已经发现的分子有 H2O、SiO、CO、HCN(氰化氢)、CS、SO、SO2 和 H2S 等分子。
天鹅座 NML 的周围有着巨大的尘埃壳层，这使得它的半径和质量变得十分难以确定。通常认为它的半径约为 1640 R⊙（⊙：太阳的意思），而实际观测中，只计算光深度较大的部分，那么它的半径将是 1183 R⊙，这类低温恒星会有强烈的边界昏暗效应，因此 1183 R⊙ 是它大小的下限。从 K、J 波段的观测显示出的结果则要大的多，恒星的半径将超过 2775 R⊙，最大 4000 R⊙。恒星演化理论上并没有恒星能膨胀到如此大的程度，这也许是恒星周围的气体干扰了观测结果所导致的。
天鹅座 NML 的光度约为 2.72 × 10^5 ± 50000 L⊙，因此可以大致的估计出恒星的质量。根据恒星物理性质以及空间位置所推导出的结果，恒星的质量约为 50 M⊙。天鹅座 NML 是大名鼎鼎的天鹅座 OB2 星协的外围成员星，年龄不足 5 × 10^6 年。而另一种理论则认为天鹅座 NML 是由 25 M⊙ 的 O 型星演化了 8 × 10^6 年所形成。
四、WOH G64（半径是太阳的2000倍）
简介及参数：WOH G64是在大麦哲伦星系内的一颗红特超巨星（或红超巨星，目前在演化分类上仍有争议，不过更多的文件倾向于将其归位红特超巨星），半径是太阳的 1540 ~ 2575 倍，是已知最大的恒星之一。WOH G64 的半径目前尚未确定，根据恒星演化模型，恒星半径上限是 2500 倍太阳质量。如果 WOH G64 的直径真的达到 2575 倍太阳半径，或许该领域将会被颠覆。
WOH G64是在大麦哲伦星系内的一颗红特超巨星，半径是太阳的2000倍。他是已知最大的恒星之一。 WOH G64的大小估计是2,785,000,000公里。不过，目前人类已知的最大天体是大犬座VY ，距离地球5000光年，视星等7.95。据推测，其体积约为300~400万倍太阳体积，直径约有1800~2100倍太阳直径，超越土星轨道，是目前已知的恒星中最大的。以我们人类目前的飞行器速度绕一圈，至少要1200多年。
据国外媒体报道，欧洲南方天文台的科学家们日前首次观测到了一颗被光环包裹的巨型红巨星。尤其让研究人员感到诧异的是，该天体的各项参数十分奇特，与理论计算值存在着较大的差异。这颗红巨星的编号为WOH G64，位于大麦哲伦星云之中，距离地球约16.3万光年之遥。其直径高达太阳的两千倍。
科学家们之前也曾对WOH G64进行过观测，但随后的研究却引发了一系列问题。比如最初的计算显示，WOH G64的质量大约为太阳的40倍，但其实际温度却要远低于相似质量的恒星在理论上所应具有的温度。
运用VLT大型干涉望远镜进行的观测显示，之前之所以会产生如此多的矛盾之处，是因为在WOH G64的周围包裹着一圈由气体和尘埃构成的浓密环状结构。
正是如此，对于研究人员来说，WOH G64的观测尺寸和质量要比实际情况大得多，而观测到的亮度也只是实际值的一半。科学家们通过最新的观测数据计算出，WOH G64最初的质量约为太阳的20倍，而现在的数值则要低很多。据测算，它目前已损失了十分之一至三分之一的质量。正是WOH G64损失的物质构成了其周围环状结构的主体--后者的总质量约为太阳的三至九倍。
值得一提的是，欧洲南方天文台的研究人员凯蒂·奥纳卡指出，WOH G64周围环状结构的尺寸对于单个天体来说绝对是史无前例的:其尺寸为WOH G64半径的15至250倍，也就是说，约为120至3万个天文单位(一天文单位大致相当于1.5亿公里)。
奥纳卡曾经表示:"在该系统中一切都是那么的巨大。WOH G64本来就大的足以容纳下从太阳到土星之间的整个空间，而其周围的环状结构的直径居然达到了一光年!" 他强调说，此次最新发现有助于人们重新看待大型恒星的演化问题。
五、维斯特卢1-26（半径为太阳半径的约2550 倍）
简介及参数：维斯特卢 1-26 ，亦称维斯特卢 1 BKS A 或维斯特卢 1 BKS AS，简称 W26 或 W1-26，标准缩写为 Wd 1-26，是一颗位于超星团维斯特卢1内的红超巨星或红特超巨星。这颗恒星是其中一个已知体积最大恒星之一，其半径约为太阳半径的 1530 ~ 1580 倍，而部份测量更得出其半径为太阳半径的 2550 倍。这颗恒星是于 1961 年被天文学家本特·维斯特兰发现的。
维斯特卢 1-26 被分类为一个明亮的超巨星。其有效温度为 3600 ~ 3700K，因此是一个温度非常低的超巨星，且大部份能量都是以红外光谱的形式释出。其质量亦以很快的速率流失，因此部份天文学家认为这颗恒星会进一步演变成一个沃尔夫–拉叶星。
与其他超巨星不同，虽然维斯特卢 1-26 的类别经常转变，但其亮度却几乎保持不变。这个现象的成因至今仍然成谜。其中一种可能性是，星际消光只让某特定波长的光谱通过，并阻挡了恒星的惰性亮度。如果其亮度仍然保持不变，这颗恒星将会是人类发现的第一颗强烈的电波源变星。
2013 年 10 月，天文学家利用欧洲南方天文台超大巡天望远镜发现维斯特卢 1-26 被一层离子化氢气所包围。这层氢气是人类发现的第一个包围红超巨星的"离子化星云"。这个星云延伸至距离维斯特卢 1-26 1.3pc的空间，并含有大量温度为 800 K 的物质。值得注意的是，这个离子化星云与 Sanduleak -69° 202a超新星爆炸成为SN 1987A前的星云十分相似。
维斯特卢 1-26 已因其作为一个强烈的电波源而闻名。因为地球与超星团维斯特卢 1 之间存在高星际消光，因此天文学家们至今仍没法精确理解其物理特性。其强烈的射电辐射导致天文学家们测量其体积时存在差异。虽然如此，天文学家们已一致认定其半径约为太阳半径的 1530 ~ 1580 倍。但小部份天文学家却认为其半径达到太阳半径的 2550 倍，意味着它很可能推翻盾牌座UY，登上"最大已知恒星"的宝座。
维斯特卢 1-26 的半径为太阳半径的 1530 ~ 1580 倍，如果将维斯特卢1-26置于太阳系的中心，其半径将超过木星的半长轴(半径约为 5.204267 AU，约等于 7.785472 × 10^8 km)，并且迫近土星轨道(半径约为 9.5820172 AU，约等于 1.43344937 × 10^9 km)。光绕这颗恒星一周需时 6.33 小时，而光绕太阳一周仅需时 14.5 秒。
六、人马座 VX（为太阳半径的 1120 ~ 1550 倍）
简介及参数：人马座VX是一颗半规则变星，距离地球约 5100 ± 300 ly (1560 ± 100 pc)光变周期为 732 天。它表面温度在不断变化，约为 2400 ~ 3400 K。人马座 VX 的表现和米拉变星相似，在其大气层发现水分子和 SiO 脉泽的线索。
人马座VX实际上是一颗半规则变星，距离地球约 5100 ± 300 ly(1560 ± 100 pc)，光变周期为 732 天，据研究表明，人马座 VX 的平均温度在 2400 ~3300 K 之间。人马座 VX 的表现和米拉变星相似，在其大气层发现水分子和 SiO 脉泽的线索。这个恒星有着极其厚实的尘埃壳层，证明它已经抛出了大量气体物质。
人马座 VX 是银河系中最大的几颗恒星之一，是一颗脉动变星。早期测定该星的平均直径达到了太阳的 1520 倍，而膨胀到最大时更是达到太阳的 1940 倍。但后来的观测结果表明这颗恒星的实际大小为太阳半径的 1120 ~ 1550 倍之间，比过去小得多。人马座 VX 的温度比预期的高，在它最亮时可达 3400 K 左右，而在最暗时约为2900 K.由于直径比预期小，所以最新数据上人马座 VX 的光度已经被调整为太阳的 1.1 × 10^5 ~ 1.9 × 10^5 倍。人马座 VX 的类型在 M4 和 M10 之间变化，有时会变成 M8.5Ia 的红超巨星。由于被尘埃环绕，在可见光波段人马座 VX 非常昏暗，再加上缺少足够的参考文献，因此该星数据库资料比较少。
人马座 VX 虽然体积很大，但是密度极低，其质量仅有太阳的 12 倍。虽然曾经该星被归类为特超巨星，但是最近的观测结果表明，该星的质量和光度均离特超巨星有不小差距，喷发物质的速率也比较缓慢。因此人马座VX应该是罕见的极低温红超巨星。相比质量类似的心宿二，金牛座 119 星，它膨胀的更为剧烈，表面温度则要低10%。
七、仙王座VV（红超巨星）
简介及参数：仙王座 VV 是一个位于仙王座的双星系统，分别由一颗红超巨星及一颗蓝矮星组成，这两颗星各自填满了彼此的洛希瓣。这个双星系统距离地球约 4900 ly。这是一颗食变双星。也就是两颗星互相围绕公共质心公转，它们之间的相互遮掩造成了我们在地球上看去，其星等会发生变化。其主星是一颗红超巨星。这是恒星晚年期的一种形态，体积极大，密度很小，表面温度也很低。这颗星的半径约为1050 ~ 1900 R⊙ 。这个半径是很大的，假如把它放在太阳的位置上，都可以把木星包含在内。
作为主星的仙王座 VV A 是一颗红超巨星，它的直径有多个数据，在 1050 ~ 1900 R⊙ 之间，还有得出 1400 R⊙ 的结果，而这个结果也是比较被认可的。其半径，比木星轨道还要大。其确实的质量不明，但从轨道的动态来推测，不超过 50 M⊙;从光度推测，则不超过 25 M⊙。它的光谱为 M2，光度约为 2 × 10^5 L⊙。物质正从仙王座 VV A 喷发而出，流向其伴星仙王座 VV B。仙王座 VV A 光度很高，在红超巨星的上限附近，因此有些文献将其归类为特超巨星。但是更多人倾向于将其归纳为红超巨星。过去认为这样的超巨星表面温度普遍在 3200 ~ 3500 K 之间，而后来的测量结果则把这个值提高了 10%。
形成仙王座 VV A 这样的红超巨星需要一颗恒星在主星序阶段拥有 25 ~ 30 M⊙ 或者更大的质量，但不会超过 60 M⊙。仙王座 VV A 和大犬座 VY、天鹅座 NML这几颗特超巨星物理性质相似，但是它并不是特超巨星。
仙王座 VV B 是仍处于主序阶段的蓝亚巨星，与主星距离大约 25 AU，每 20 多年绕主星公转一周。仙王座 VV B 的光谱为 B8，其半径约为 13 ~ 25 R⊙，的质量约为 18.6 M⊙，并且还在不断增加。
八、大犬座VY（体积最大的特超巨星）
简介及参数：大犬座VY(VY )是一颗位于大犬座的极端富氧型红特超巨星，距离地球约1,200秒差距(约3,900光年)，视星等约为6.5~9.6等。据观测，其质量约为太阳的17倍，半径约为太阳的2,069倍，光度约为太阳的23.7万倍，因异常之高的物质流失速率被归为特超巨星，也是目前已知体积最大的特超巨星(Stephenson 2-18的分类为红超巨星)。它和其他大部分出现在联星或多重星系统中的特超巨星不同的是，它是单一恒星。大犬座VY同时也是一颗半规则变星。
据之前计算结果，如果将大犬座VY放在太阳系中心，它的光球将会位于土星轨道之外，体积仅次于Stephenson 2-18，是目前人类发现的体积第二大的恒星。
由于大犬座VY没有伴星，其质量无法通过引力相互作用直接测量。对大犬座VY的有效温度和热光度与大质量恒星的演化轨迹的比较表明，假设它最初是一颗快速旋转恒星，那么它的初始质量可能为太阳的25(±10)倍，当前质量约为15倍太阳质量。若假设它为一颗慢速旋转的恒星，那么根据计算，它的初始质量可能约为太阳的32倍，而当前质量约为19 倍太阳质量，年龄约为820万 年。
较早的研究给出了更高的初始质量，或者根据旧的光度估计，大犬座VY的最初质量为太阳的40~60倍。大犬座VY具有强大的恒星风，由于其极高的光度和相对较低的表面重力，它正在损失大量的物质。它的平均质量损失率为1/60,000倍太阳质量/年，是已知质量损失速率最高的恒星之一，即使对于红超巨星来说也是异常巨大，这一点可以从它的环星包层中得到证明 。
值得一提的是，欧洲南方天文台VLT望远镜的科学家对大犬座VY进行了跟踪，发现其周围布满了丢失质量的物质，尘埃云和气体云离散分布在周围，最终大犬座VY会以一次大爆炸结束生涯。台湾中央研究院天文研究所和天体物理学专家指出，红特超巨星的一生是短暂的，当它们接近生命的最后时期，会大量失去质量。在过去，我们已经发现超巨星的奥秘，主要为理论上的推演，对大犬座VY的研究有助于我们了解此类超大质量恒星(如Pismis 24-1)的死亡过程。
大犬座VY可能在未来几百万年内爆发，这一幕将会是惊人的，由于其距离我们较远，地球不会受到干扰，生命同时也不会受到干扰，无需担心。由于其释放出的巨大的能量，因此，整个银河系都会看到它的爆发。
九、天蝎座AH（体积最大的恒星之一）
简介及参数：天蝎座AH（AH Scorpii），简称AH Sco，是一颗位于星座天蝎座中的红超巨星。这颗恒星是其中一颗人类已知体积最大的恒星之一，其半径介乎于1,287-1,535太阳半径之间，使之成为最大的红超巨星之一。
所谓天蝎座，是位于南天球的黄道带星座之一，位居天秤座与人马座之间，面积为496.78平方度，占全天面积的1.204%，在全天88个星座中面积排行第三十三。天蝎座是一个接近银河中心的星座，拥有不少亮星。地球在每年10月24日-11月22日运行到天蝎座，纬度变化位于+40°和90°之间可全见，最佳观测时间为七月中旬至九月上旬。
十、仙王座RW（最大，最亮的恒星之一）
简介及参数：仙王座 RW， 是位于仙王座中的一颗恒星，也是已知最大的恒星之一。根据推测，该星半径在 981 ~ 1758 R⊙ 之间不断变化，平均约为 1369.5 R⊙。同时它的光度和光谱型也在不断变化。其光谱变化于 G8-M2，平均则是 K 型的橙特超巨星，但最冷时会成为 M 型的红超巨星。对应的温度变化于 3749 ~ 5018 K，平均约是 4015 K。从其直径和温度可以推算出它的总辐射光度，平均约为 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。
它是一个不寻常的特超巨星，同时也是周期极长的变星。光变周期长达 50 ~ 70 年。这个恒星距离地球足有 14000 ly，但由于本身亮度极高，在它最亮时可以用肉眼勉强看到。
据推测，该星半径在 981 ~ 1758 R⊙ 之间不断变化，平均约为 1369.5 R⊙。同时它的光度和光谱型也在不断变化。其光谱变化于 G8-M2，平均则是 K 型的橙特超巨星，但最冷时会成为 M 型的红超巨星。对应的温度变化于 3749 ~ 5018 K，平均约是 4015 K。从其直径和温度可以推算出它的总辐射光度，平均约为 5.5 × 10^5 L⊙。该星最亮时的总光度可能会超过 6 × 10^5 L⊙，最暗时也有太阳的 4.5 × 10^5 倍。这个光度远远超过一般红特超巨星的光度(2 × 10^5 ~ 3 × 10^5 L⊙)，但和半人马座 V766(7.5 × 10^5 L⊙)很接近，说明这个恒星处于一种很稀有的演化阶段，大约是黄特超巨星即将演化到红超巨星的阶段。
根据其光度估测这颗恒星质量约为 35 ~ 45 M⊙，而最新的研究结果将其质量降低至 13.9 M⊙，不过这样的质量也足以使它经过红特超巨星阶段后演变成一个超高温的沃尔夫-拉叶星。但其最终的命运依旧是成为超新星。它距离地球约为 14000 ly，隶属于仙王座 OB1 星协，目前年龄不会超过 10^7 年。它是仙王座内的几个巨型恒星之一，直径和仙王座 VV，造父四，仙王座 V354相仿。
7. v-1200分光光度计
我们能看到的星星只是银河系中的很小一部分。在这些星星中，只有五颗是太阳系内的行星——水、金、火、木和土星，它们与地球的距离都在12天文单位之内（1光年相当于6.32万天文单位）。另外几千颗肉眼可见的星星都在太阳系的外面，它们与太阳同属为恒星。
在夜空肉眼可见的恒星中，大约90%与地球的距离都没有超过1100光年，而有四分之三的距离小于500光年。由于平方反比定律，随着距离的增加，恒星的视亮度会快速下降。对于太阳这样的恒星，只要距离超过56光年，人眼将无法看到。
太阳的质量超过了银河系中95%的恒星，这意味着太阳比绝大部分的恒星都要更亮，所以银河系中的大部分恒星都比较暗淡，这使得我们所能看到的恒星数量极其有限，只有太阳系附近明亮的恒星才能被我们看到。银河系中存在着1000亿颗以上的恒星。也正因为如此，那些肉眼可见的恒星的质量和光度大都要高于太阳，例如，距离地球25光年的织女星，其质量和半径都超过太阳的两倍。
肉眼可见的恒星与地球相距超过1000光年的很少，比较著名的包括位于1200光年之外的参宿三、位于2600光年之外的天津四、位于7500光年之外的海山二。另据先前的研究，仙后座V762可能是肉眼可见最远的恒星，它远在1.63万光年之外，它看起来已经暗淡到人眼所能感知的极限。
8. 分光光度计U-4100
分光光度法始于牛顿( Newton)。
分光光度计，又称光谱仪(spectrometer)，是将成分复杂的光，分解为光谱线的科学仪器。测量范围一般包括波长范围为380~780 nm的可见光区和波长范围为200～380 nm的紫外光区。不同的光源都有其特有的发射光谱，因此可采用不同的发光体作为仪器的光源。钨灯的发射光谱：钨灯光源所发出的380～780nm波长的光谱光通过三棱镜折射后，可得到由红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫组成的连续色谱；该色谱可作为可见光分光光度计的光源。
9. v-5000分光光度计
紫外可见分光光度计的使用方法
第一步：需要能够连接紫外可见分光光度计的电源线，使用的电源需要是具有接地功能的电源。
第二步：以上步骤完成后，需要按下设备电源开关，然后让仪器预热至少20分钟。自检结束后，即可开始测试。
第三步：用紫外-可见分光光度计测试，从测量结果中选择透光率、吸光度和浓度。
第四 步：需要进行波长分析。选择按钮6，根据提示依次进行。
第五步：将相对样品溶液和待测溶液分别倒入比色皿中，然后打开样品盖，将装有溶液的比色皿插入另一个比色皿中。
第 六步：您需要能够将参考溶液拉入光路并按住 OABS/100%T 键。然后显示屏将显示“BLANKING”，直到最终显示 100%T 或 0.000A。
第七步：测试结束，仪器显示100%T或0.000A，即可直接读取透光率和吸光度等参数。
第八步：紫外可见分光光度计使用完毕后关闭电源，取出比色皿清洗干净，用软布和软纸擦拭样品。