HD 5980
1990年頃まで、食以外の目ぼしい変光は記録されていなかったので、主星Aと伴星Bはウォルフ・ライエ星同士の連星であると考えられていた。星系の合成等級は11.7で、主星Aが最も明るい。
しかし、1993年11月にはスペクトルが変化、晩期型のウォルフ・ライエ星(WN6型)に移行し、視等級が10.9へと増光、スペクトル中の吸収線が見えなくなった。増光は、1993年末まで数週間続き、最も明るい時には10.0等に達し、スペクトル型はWN8となった。その後は、急激に暗くなって10.8等級まで減光した。
翌1994年の6月に再び増光し、スペクトルも低温側へ移行、その年の9月には8.6等級を記録したが、この最大光度の瞬間にはスペクトルが記録されておらず、直後の観測ではWN11であった。11月になると、スペクトル型は青色超巨星を示すB1.5Ia+となり、水素や電離した金属の輝線、もしくははくちょう座P型プロファイルが観測された。電離回数の少ない金属では、はくちょう座P型プロファイルの形状はB型超巨星に特徴的なものとなっており、加速膨張する恒星風が生じているとみられる。
HD 5980が、現在までにどう進化してきたか、今後どう進化してゆくかも、詳しいことはまだわからない。少なくとも3つの恒星のスペクトルが重なり合っている状態では、観測からわかる化学的性質、物理的性質に大きな不定性がある。
小マゼラン雲の天体は一般に金属量が少なく、そのことは恒星、特に大質量星の進化に影響を与える。影響の一例として、ウォルフ・ライエ星が少ないことが挙げられる。銀河系の恒星は、初期質量が太陽の20倍以上であればウォルフ・ライエ星になれるが、金属量の少ない小マゼラン雲の恒星は、初期質量が太陽の45倍以上なければウォルフ・ライエ星にならないと推定され、小マゼラン雲に12個しか見つかっていないウォルフ・ライエ星の全てが、銀河系のウォルフ・ライエ星の平均より質量が大きく、光度も高く、ウォルフ・ライエ星の中でも高温のものばかりで、1つを除いてHD 5980 Aより高温である。また、小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星は半数以上が大質量の伴星を従えている。1つを除き、O型星と同じような吸収線がスペクトルに見られ、O型の伴星がある、もしくは、金属量の少なさによるものか恒星風が弱く、光球面が暴露しているのではないかと考えられている。
HD 5980 Cは、通常のO型超巨星と考えられ、スペクトル型はO4からO7まで見積もりに幅がある。現在は、主系列段階を終えて、少し進化した状態で、今後は一般的な恒星進化理論に従って進化すると考えられる。C自身の伴星が存在するかは不明だが、あってもある程度距離が離れており、進化には影響しないとみられる。
ウォルフ・ライエ星同士の連星系の進化は、よりわかりにくい。主星Aと伴星Bは、かなり近接しているが、接触はしていない。