FS Canis Majoris'in görsel bant ışık eğrisi, Halbedel (1989)'den uyarlanmıştır.
FS Canis Majoris değişeni (FS CMa yıldızı), O9 ile A2 arasında tayf türüne sahip bir püsküren değişen yıldızdır. Bu değişen yıldız sınıfı, adını prototipi olan FS Canis Majoris'ten alır. Henüz tam olarak anlaşılamamış olmakla birlikte, bu sistemlerin olasılıkla toz oluşumuyla ilişkili hızlı bir kütle alışverişinin sürdüğü veya yakın zamanda gerçekleşmiş olduğu ikili yıldız sistemleri olduğu düşünülmektedir. Bu sistemlerin, bir toz zarfı içerisinde en az bir B-tipi ana kol yıldızı barındırdığı tahmin edilmektedir. İkincil yıldızlar, tipik olarak birincil bileşenlerden 2-3 kadir daha sönüktür.
FS CMa yıldızlarının hidrojenemisyon çizgileri, klasik Be yıldızlarına kıyasla çok daha güçlüdür. Tayflarında ayrıca FeII (demir), [NII] (azot) ve [OI] (oksijen) gibi düşük uyarılmalı yasaklı çizgiler de bulunur. Bu nedenle B[e] yıldızlarının bir alt türü olarak sınıflandırılırlar.[1] Klasik Be yıldızlarının aksine hızlı dönmezler ve yoğun, kompakt toz zarflarının varlığına işaret eden güçlü bir kızılötesi fazlalığı gösterirler. Işık eğrileri, V bandında yaklaşık 2 kadire varan uzun süreli (yıllar mertebesinde) ve düzensiz parlaklık değişimleri sergiler.
FS CMa yıldızları nadir görülür. Yıldız çevresindeki karmaşık ortamın altta yatan bileşenleri perdelemesi, bu sistemlerin anlaşılmasını zorlaştırmakta ve çoklu-teknik araştırmalar gerektirmektedir. Büyük kütleli yıldız kümelerinde tespit edilmiş olmaları ve yıldız oluşum bölgelerinin dışında yer almaları, kökenlerine dair bazı teorilerin elenmesini sağlamıştır. Üstdev değil, anakol yıldızları oldukları tahmin edilmektedir ve kökenleri için en çok tercih edilen açıklama, olasılıkla yıldız birleşmeleri sonucunda oluşan bir ikili sistem olmalarıdır.[2] Bu gruptaki yıldızların çoğu, daha önceleri "Sınıflandırılmamış B[e] yıldızları" olarak kabul edilmekteydi.[1]
^de la Fuente, D.; Najarro, F.; Trombley, C.; Davies, B.; Figer, D. F. (2015). "First detections of FS Canis Majoris stars in clusters. Evolutionary state as constrained by coeval massive stars". Astronomy and Astrophysics. 575: A10. arXiv:1412.7988 $2. Bibcode:2015A&A...575A..10D. doi:10.1051/0004-6361/201425371.
.jpg)