かじき座S星
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。
かじき座S星は、LBVに独特のスペクトル成分の存在に加え、バルマー連続光や紫外超過がみられることや、遠方の天体であるため星間減光の評価も難しいことから、温度などの物理量を推定するのは難題であり、手法によって大きく差が出る。
1985年の極小期と、それに続く1989年の極大期を比較した分析では、光球の半径が太陽の100倍から、380倍へと変化、温度は20,000Kから9,000Kへ低下し、光度は太陽の130万倍から80万倍へ下がったとみられる。また、1965年にひと際深い極小を迎えた時は、温度が34,700K、光度が太陽の200万倍であったと推定される。同じ1985年の極小期と1989年の極大期でも、異なる手法での分析では、極小期の温度が15,000K、半径が太陽の160倍、極大期の温度が8,000K、半径が太陽の460倍と、推定値に開きがある。極大期中だった1999年には、温度が7,500K程度まで低下し、スペクトル型がF型になった。この極大期の始まりだった1996年と比較すると、この時期は0.3等ほど明るかったが、その差はわずかなものである。このような温度低下とスペクトルの変化は、他のLBVでは知られていたが、かじき座S星で確認されたのはこれが初めてである。
LBVのスペクトルの特異性は、質量の決定も難しくしており、分光観測から精度の高い推定をすることができない。質量を見積もるには、恒星進化の理論と、観測から推定した光度・温度との比較によって行い、これも前提条件によって、質量が太陽のおよそ50倍とするものから、24+16−2倍とするものまで幅がある。
かじき座S星は、LMCの棒状構造の中でも大きくて明るい恒星が密集している、LH 41というOBアソシエーションの中に位置しており、LH 41の中には散開星団NGC 1910(英語版)も含まれる。LH 41は、特徴的な渦状の構造を持つHII領域N119(英語版)の中にある。かじき座S星は、LMCの中で見かけの明るさが最も明るい恒星の一つで、LMC内に見かけの等級が9等台の恒星は、HD 33579などごく限られたものしかない。
かじき座S星の近くには、NGC 1910の他にもLH 41に属する星団があり、HD 35342として知られる。HD 35342は、星団全体でかじき座S星と同程度の明るさで、3つの青色超巨星と、LMC全体で2例目となるWO型のウォルフ・ライエ星を含んでいる。LH 41の中には、別のLBV(R85)もあり、他にもウォルフ・ライエ星と、超巨星が少なくとも10個、O型星が少なくとも10個含まれている。
かじき座S星には、紫外線天文衛星IUEの観測で、13秒離れた位置に12等星が検出され、この恒星もLH 41に属するO型超巨星であることがわかっている。また、ハッブル宇宙望遠鏡のファイン・ガイダンス・センサによる観測では、1.7秒離れた位置に、かじき座S星より4等級暗い恒星が発見され、この星との物理的な関係は明らかになっていない。