Estrella variable
Clasificadas como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan incrementos periódicos de brillo; en su lugar, invierten la mayor parte del tiempo en su fase de brillo máximo. A intervalos irregulares, caen de repente del orden de 1 a 9 magnitudes, recuperándose lentamente hasta su brillo máximo en un espacio que abarca de meses a años. Se cree que esta variación está causada por episodios de formación de polvo en la atmósfera de la estrella. A medida que se forma y aleja de la estrella, finalmente se enfría por debajo del punto de condensación, momento en que la nube se vuelve opaca, causando que el brillo de la estrella caiga. La disipación posterior del polvo se traduce en el subsiguiente lento aumento del brillo.
40 Persei
40 Persei es una estrella blanco-azulada de la secuencia principal de tipo espectral B0.5V. Es muy caliente, alcanzando su temperatura efectiva los 28.700 K. Su luminosidad es 23.600 veces superior a la luminosidad solar y una gran parte de su energía es radiada como luz ultravioleta. Tiene un radio 6,2 veces más grande que el radio solar y su período de rotación es inferior a 10 días. Con una masa de 14 masas solares sobrepasa el límite a partir del cual las estrellas finalizan su vida explosionando como supernovas. Por ello, después de que 40 Persei complete su núcleo de helio, aumentará en tamaño hasta convertirse en una supergigante roja que fusionará su helio interior, a través de neón, magnesio y azufre, para formar en última instancia hierro. Dado que la fusión nuclear no puede progresar más allá del hierro, se producirá el colapso del núcleo y la explosión en forma de supernova. La edad actual de 40 Persei es de casi 12 millones de años.