たて座UY星
特徴
変光の周期はおよそ740日で、光度は太陽の340,000倍あり、銀河で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。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。
直径
2012年夏にチリのアタカマ砂漠に設置されている超大型望遠鏡VLT を使い、銀河系の中心付近に存在する3つの赤色超巨星（たて座UY星、 さそり座AH星、いて座KW星）の直径を測ったところ、いずれも太陽の1,000倍以上と判明した。星の直径は、見た目の直径より光学的深さが2/3である場所で定められた結果、直径は太陽の1,708±192倍で、この星が観測された3つの星で最も大きいと判明した。すなわちこの星の直径はベテルギウスの約1.7倍である。
質量
重力干渉を通して観測できる伴星がないので、この星の質量も不確実である。たて座UY星のような赤色超巨星の初期段階に達してからの質量が太陽の25倍（赤色超巨星の最高質量は太陽の40倍であるはくちょう座V1489星）であったが、おそらく赤色超巨星の初期段階から半分以上を失ったと、恒星進化論で示している。
超新星
恒星進化論に基づいて、たて座UY星はヘリウムを核融合し始めて、ヘリウムの外層で水素を汲み上げ効果で核融合を繰り返す。たて座UY星は金属が豊富であることを銀河円盤の範囲内で示唆している。その後、核の中心で重力と放射線のバランスを失い、タイプII型またはタイプIb/Ic型の超新星爆発を引き起こす。爆発を起こす前に黄色超巨星や青色超巨星または、その外層を吹き飛ばして核を露出させたウォルフ・ライエ星に進化するには、たて座UY星のような星はより熱い温度になる必要があると推測される。