페르세우스자리 S

1874년 독일 천문학자 아달베르트 크뤼거는 이 별의 밝기가 변화하는 것을 알아낸 뒤 '페르세우스자리 S' 명칭을 붙였다.^[13] 이후 이 명칭은 HD 14528, BD+57 552 등 당대의 주요 항성 목록들에 등재되었다.

페르세우스자리 S는 밝기가 수 등급의 진폭 범위에서 천천히 변화하며 극대기와 극소기의 밝기는 최대 40 배까지 차이가 난다. S의 변광 주기 중 가장 뚜렷한 것은 간격이 약 2년 남짓으로 예측할 수 없는 면모를 확실하게 보여준다. 밝기의 진폭은 대략 1 등급부터 약 4 등급까지 편차가 매우 크게 나타나는데 지금까지 이 현상은 약 940 일 길이의 2차 주기 때문에 생기는 맥놀이로 해석되어 왔다.^[14] 다른 분석에서는 813 ± 60 일 길이의 1차 주기만 발견했다.^[15]

페르세우스자리 S는 SRc형의 준규칙 변광성으로 분류되며 이는 S가 초거성임을 뜻한다. S의 가시광선상 밝기의 진폭은 SRc형 변광성들 중에서도 아주 큰 부류에 들어간다.^[3] 변광성 일반 목록에는 이 별의 밝기가 7.9 ~ 12.0 등급 사이에서 변화하는 것으로 수록되어 있으며, S는 상기 목록에 실린 이후 밝기가 계속 어두워져 왔다.^[15]

페르세우스자리 S의 분광형 역시 변화한다. 통상적으로 S는 M3 또는 M4형 적색초거성으로 분류되나 가시광선상 극소기일 때에는 M7 또는 M8까지 대폭 냉각될 수 있으며 이는 초거성 중에서는 매우 드문 사례이다.^[16]

준규칙 변광성에 속하면서 시각적으로 밝은 변광성 다수는 극도로 거대하면서도 광도가 높기 때문에 먼 거리에서도 눈에 띈다. 페르세우스자리 S의 반지름은 태양의 780 배이지만 실제로는 더 거대하여 태양의 1230 배일 수도 있다.^[2] S는 극대거성으로 불려 왔다.^[17] S의 각지름은 직접 측정되었으며 약간 찌그러진 모양을 하고 있다. S의 외관을 균일한 원반으로 가정하여 모형화할 경우 S의 반지름은 태양의 1,212 ± 124 배로 나온다.^[10]

S의 표면 온도는 DUSTY 모형을 사용하여 스펙트럼을 통해 계산했으며^[18] 이로부터 나온 유효 광구 온도는 3600 켈빈, 별 주변을 두르고 있는 원환체 형태 먼지 구조의 온도는 900 켈빈이었다.^[6] 이 값은 종전의 연구들과 부합되나 이로부터 도출되는 별의 광도는 논문 저자에 따라 태양 광도의 86000 배부터 186000 배까지 다양하게 나온다.^[6][7] 보다 오래 전 논문들에서는 S의 광도를 보다 높게, 표면 온도를 낮게 도출했으며 그로부터 별의 반지름을 더 크게 추정했었다.^[19]

페르세우스자리 S의 질량 역시 정확하지는 않으나 태양 질량의 20 배 정도일 것으로 추정하고 있다.^[9] S는 매년 태양 질량의 6.8×10⁻⁶ 배에 해당되는 물질을 잃고 있으며^[7] 이렇게 탈출한 물질은 항성 주위에 가스와 먼지로 이루어진, 거대하고 복잡한 환경을 형성하고 있다.^[6]

페르세우스자리 S는 물 분자(메이저 방출을 만듦)가 포함된 구름에 둘러싸여 있다. 이로 인해 초장기선 간섭계를 이용하여 지구로부터 S까지의 거리를 매우 정확하게 측정할 수 있으며 연주시차 값은 0.413 ± 0.017 밀리초각이 나온다. 참고로 가이아 데이터 2차 방출이 제공한 시찻값은 0.2217±0.1214 밀리초각이다.^[20] S는 이중성단의 중심부보다 좀 더 지구로부터 멀리 떨어져 있으나 페르세우스 OB1 성협 및 우리은하의 페르세우스 팔 범위를 벗어나지는 않음이 확실하다.^[5]

페르세우스자리 S는 이중성으로, 주성인 적색초거성 S로부터 69" 떨어진 곳에 11 등급 밝기의 A0 분광형 동반성이 있다.^[21] 이외에도 S로부터 0.5 도를 넘지 않는 거리 안쪽에 8 ~ 10 등급 밝기의 항성 여러 개가 있다.^[22]

2^h 22^m 51.70928^s, +58° 31′ 11.4476″