管弦楽部を補筆した版としてはスイスのベートーヴェン研究家ヴィリー・ヘスによるものが知られる。1934年に第3楽章がオスロ放送管弦楽団及びヴァルター・フライの独奏により初演され、全曲版は1943年6月にポツダムでエトヴィン・フィッシャーの独奏により初演され、出版された。ヘス版では第2・3楽章の終結部が加筆・変更されている。この他にもオランダのピアニストロナルド・ブラウティガムによるもの（BISに彼自身による録音あり）、ボストン大学のジョン・ミッチェルによるもの、ハワード・シェリーによるもの（シャンドスのベートーヴェン・ピアノ協奏曲全集に収録）などが存在する。ミッチェル版では、第2・3楽章の終結部が草稿本来のものに戻されている。
作曲当時ベートーヴェンは13歳であり、この曲は彼の初期作品の一つに数えられる。現存する楽譜のタイトルには「ピアノフォルテもしくはチェンバロのための協奏曲」と記されており、「12歳で作曲した」と書かれているが、これは父ヨハンによる偽称である。今日ではピアノパートの草稿のみが現存しており、管弦楽に関しては草稿にピアノパートが休みの時の前奏、間奏、後奏のピアノ用の書き込みが見られるのみである。これらのオーケストラパートにはフルートとホルンのパート、そしてトゥッティが書き分けられている。このオリジナル版については、現在ヘンレ社から校訂版が出版されており、オンライン上で全曲を見ることができる。現在この曲を演奏するためには、オーケストラパートを編曲及び補筆しなければならない。演奏の機会が少ないため、主要なレパートリーとして人気を勝ち得るには至っていない。
本種はたった一つの標本しかない幻の鳥類とされてきたが、種としての地位には疑問が持たれることがある。残された模式標本は、嘴の角質部が欠損しているため嘴部の色は不明だが、それ以外の体色はミクロネシアに分布するズアカショウビン Todiramphus cinnamomius のグアム産亜種・アカハラショウビン T. c. cinnamomia と（模式標本の脚はアカハラショウビンの黒に対して赤いという差異はあるものの）非常によく似ている。また模式標本のラベルには『二月五日・田代安定氏採集　八重山産？』とあり、採集年は書かれていない上、宮古島産とは記述されていない。この標本が1887年に宮古島で採集されたという情報は、黒田による記載論文（1919年）の執筆の際に、採集者である田代安定への聞き取りによって得られたものである。有能な植物学者だった田代は南洋諸島の人類学、植物学研究のため宮古島へ上陸した3年後にグアム島にも上陸しており、そこでも研究用に鳥類標本を入手したことは比較的容易に想像され、標本の照会の際にも手帳などの記録を確認したのではなく、日付と場所から当てはめただけなのではないかと考えられている。なおIUCNでは上記の説を採用しており、本種の存在を認めていないためレッドリスト上での位置づけがない。
1887年に初めて標本が一体採集されたのみであり、それ以降一度も発見されていない。生態や習性についても、全く不明である。32年後の1919年にその標本を基に新種として記載された（黒田長礼による）。しかしその時も、そしてそれ以降もミヤコショウビンは発見されていない。最後に確認されてから50年間報告されなければ絶滅とみなす慣習に従えば、最初の標本が採集されて半世紀後、1937年に絶滅が確認されたことになる。絶滅原因として、人間の活動によるマングローブ林の消失が挙げられている。ただし、そもそも独立種として存在していなかったという説もある。
体色は頭から喉・腹にかけてが赤褐色、後頭部・背は暗緑色、翼上面と尾が藍色、脚が橙色。くちばしの色は不明。全長20cm。
バイオマスエタノールの生産の原料としてホンダワラを使用する構想が存在する。これが実現すれば、燃料の使用によって起きている地球大気中の二酸化炭素濃度増加を防ぐ効果の他に、富栄養化した海洋の浄化にも貢献できると期待されている。また、ホンダワラは食用海藻であるとは言え、サトウキビやトウモロコシなどを原料として作るバイオマスエタノールと比べて、陸上の農地を必要としないことから、食糧生産との競合の回避につながると考えられている。なお、この他にホンダワラと同様の効果が期待できるバイオマスエタノールの原料としては、アオサが挙げられる。
柔軟質で、葉は披針形をしており切れ込みを持つ点が特徴である。楕円や倒卵形の気泡を有することにより、海水中で浮力を得て流れ藻となる。
LBV（かじき座S型星）は、静穏期（極小期）と爆発期（極大期）とで、大きく異なる状態にある。静穏期のLBVは、HR図上で、「かじき座S型不安定帯」という、放射絶対等級が-9等から-11等、有効温度が14,000Kから35,000Kの範囲に斜めの細い帯状に広がる領域に分布し、高温状態にある。LBVの現在標準とされる理論では、LBVが増光する時は、質量放出が増大し、高密度の恒星風が膨張する外層、或いは疑似的光球とでも言うべき光学的に厚い層を形成すると考えられる。この時（疑似）光球の温度は7,000から8,000K程度と本来の光球より低くなる。この温度は、9,000Kを割り込むと光球の光学的厚さが低下してゆき、やがて静穏期に戻る。この間、放射光度はほぼ一定で、光球の膨張による増光と温度の低下による減光が相殺するような格好である。ただし、温度の低下により、紫外線が中心だった放射が可視光中心に変化するので、可視光での見かけの明るさは上昇する。また、LBVは変光しても放射光度が「ほぼ」一定だが、多少の変動はあり、かじき座S星の場合、極大期になると数割程度低下したことが観測されていて、この失われたエネルギーがLBV不安定性の原因と考える研究者もいる。LBVの中には、りゅうこつ座η星やはくちょう座P星のように、爆発によって放射光度そのものが大幅に上昇するものもあるが、かじき座S星では、そのような現象は観測されていない。