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== 物理性質 ==
[[File:WOH G64 Particular.jpg|thumb|left|upright=1.2|藝術家對WOH G64周圍塵土飛揚的圓環的印象（[[歐洲南方天文臺]]）]]

WOH G64的光譜類型為M5<ref name=levesque/>，但通常發現它具有更冷的光譜類型M7.5，這對於超巨星來說非常不尋常<ref name=vanloon/><ref name=elias/><ref name=davies2018/>。

WOH G64被歸類為極亮的M級超巨星，可能是LMC中最大的恆星，也是最亮和[[最冷恆星列表|最冷]]的紅超巨星<ref name=levesque/>。恆星的溫度和光度的組合使其位於[[赫羅圖]]的右上角。這顆恆星的演化狀態意味著，由於低密度、高輻射壓力和相對不透明的熱核聚變產物，它無法再保持大氣層{{citation needed|date=June 2020}}。它的平均質量損失率為每年3.1至{{val|5.8|e=-4|u={{solar mass}}}}，這是已知的最高值之一，甚至對於紅超巨星來說也是異常高的<ref name="steven">{{Cite journal |last=Goldman |first=Steven R. |last2=van Loon |first2=Jacco Th. |last3=Zijlstra |first3=Albert A. |last4=Green |first4=James A. |last5=Wood |first5=Peter R. |last6=Nanni |first6=Ambra |last7=Imai |first7=Hiroshi |last8=Whitelock |first8=Patricia A. |last9=Matsuura |first9=Mikako |last10=Groenewegen |first10=Martin A. T. |last11=Gómez |first11=José F. |display-authors=3 |date=February 2017 |title=The wind speeds, dust content, and mass-loss rates of evolved AGB and RSG stars at varying metallicity |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |language=en |volume=465 |issue=1 |pages=403–433 |arxiv=1610.05761 |bibcode=2017MNRAS.465..403G |doi=10.1093/mnras/stw2708 |issn=0035-8711 |s2cid=11352637 |doi-access=free}}</ref><ref name="LMC-SMC">{{Cite journal|last1=de Wit|first1=S.|last2=Bonanos|first2=A.Z.|last3=Tramper|first3=F.|last4=Yang|first4=M.|last5=Maravelias|first5=G.|last6=Boutsia|first6=K.|last7=Britavskiy|first7=N.|last8=Zapartas|first8=E.|title=Properties of luminous red supergiant stars in the Magellanic Clouds|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|year=2023 |volume=669 |pages=17|doi=10.1051/0004-6361/202243394 |arxiv=2209.11239|bibcode=2023A&A...669A..86D |s2cid=252519285}}</ref>。

WOH G64 的參數不確定。根據假設球殼的光譜測量，這顆恆星最初被計算出的光度在{{solar luminosity|490,000 and 600,000}}之間，這表明初始質量至少為{{solar mass|40}}，因此半徑值在{{solar radius|2,575到3,000}}之間<ref name=vanloon/><ref name=elias/><ref name=monnier>{{cite journal|bibcode=2004ApJ...605..436M|arxiv=astro-ph/0401363|title=High-Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2004-04-10_605_1/page/435|journal=The Astrophysical Journal|volume=605|issue=1|pages=436–461|last1=Monnier|first1=J. D|last2=Millan-Gabet|first2=R|last3=Tuthill|first3=P. G|last4=Traub|first4=W. A|last5=Carleton|first5=N. P|last6=Coudé Du Foresto|first6=V|last7=Danchi|first7=W. C|last8=Lacasse|first8=M. G|last9=Morel|first9=S|last10=Perrin|first10=G|last11=Porro|first11=I. L|last12=Schloerb|first12=F. P|last13=Townes|first13=C. H|year=2004|doi=10.1086/382218|s2cid=7851916}}</ref>。2018年的一次測量給出了{{Solar luminosity|432,000}}的光度和更高的有效溫度 {{val|3,500|ul=K|fmt=commas}}，這是基於光學和紅外[[光度測定 (天文學)|光度學]]，並假設來自周圍塵埃的球對稱輻射。這表明半徑為{{Solar radius|1,788}}<ref name="Groenewegen2018"/>{{efn|name=radius}}。

[[File:WOH G64 and The Sun.jpg|thumb|WOH G64與太陽的比較。|left]]

2007年使用[[甚大望遠鏡]]（VLT）進行的測量，基於周圍環面的輻射傳輸模型，得出這顆恆星的[[光度#測量|輻射熱光度]]為{{Solar luminosity|{{val|282,000|40,000|30,000|fmt=commas}}}}，根據[[有效溫度]]{{val|3,200|fmt=commas|ul=K}}的假設，初始質量為{{val|25|5|u={{solar mass|link=y}}}}，半徑約為{{Solar radius|1,730}}<ref name=ohnaka/>。2009年，[[艾米麗·萊維斯克|萊維斯克]]通過光學和近紫外[[光譜能量分佈]]的光譜擬合計算出3,400±25 K的有效溫度。採用 Ohnaka 光度和這個新溫度，給出的半徑為{{val|1,540|fmt=commas|u={{solar radius}}}}，但[[誤差範圍]]為5% 或 {{solar radius|77}}<ref name=levesque/>。這些物理參數與其它地方發現的最大的星系紅超巨星和超巨星一致，例如[[大犬座VY]]以及最冷、最亮和最大的冷超巨星的理論模型（例如 [[林極限]]或[[愛丁頓光度#漢弗萊斯-大衛森極限|漢弗萊斯-大衛森極限]]）<ref name=levesque/><ref name=vanloon/><ref name=ohnaka/>。忽略塵埃環面對重定向紅外輻射的影響，根據光度{{val|450,000|150,000|120,000|u={{solar luminosity}}|fmt=commas}}和有效溫度3,372 - {{val|3,400|fmt=commas|u=K}}，也得出了{{solar radius|1,990}}的估計值<ref name=levesque/>。

=== 光譜特徵 ===
WOH G64被發現是[[羥自由基|OH]]、[[水]]和{{chem|link=一氧化矽|SiO}} [[天文物理邁射]]發射源，這是 [[OH/IR星|OH/IR超巨星]]的典型特徵<ref name=levesque/>。它顯示了不尋常的星雲發射[[光譜]]；熱氣體富含氮，其[[徑向速度]]比恆星的正值大得多<ref name=levesque/>。恆星大氣在中紅外波長中產生強矽酸鹽[[吸收帶]]，並伴有由於高激發的[[一氧化碳]]而產生的線發射<ref>{{Cite journal |last1=Matsuura |first1=Mikako |last2=Sargent |first2=B. |last3=Swinyard |first3=Bruce |last4=Yates |first4=Jeremy |last5=Royer |first5=P. |last6=Barlow |first6=M. J. |last7=Boyer |first7=Martha |last8=Decin |first8=L. |last9=Khouri |first9=Theo |last10=Meixner |first10=Margaret |last11=van Loon |first11=Jacco Th. |last12=Woods |first12=Paul M. |date=1 November 2016 |title=The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: detection of rotational CO emission from two red supergiants in the Large Magellanic Cloud |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |language=en |volume=462 |issue=3 |pages=2995–3005 |doi=10.1093/mnras/stw1853 |doi-access=free |issn=0035-8711|arxiv=1608.01729 }}</ref>。