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.
CD Crucis
CD Crucis es un sistema binario masivo compuesto por una caliente estrella azul de la secuencia principal de tipo espectral O5V y una estrella de Wolf-Rayet de tipo WN6. Constituye una binaria eclipsante con un período orbital de 6,24 días, siendo la órbita circular. La separación entre las dos estrellas es de 0,32 UA o 68 radios solares. La estrella azul es la más luminosa, con una luminosidad bolométrica 850.000 veces mayor que la luminosidad solar; por su parte, la estrella de Wolf-Rayet es 120.000 veces más luminosa que el Sol. En rayos X el par es más luminoso de lo que cabría esperar considerando las componentes individualmente; dicho exceso se atribuye a la existencia de plasma a elevada temperatura en la zona de interacción entre los vientos estelares de las dos estrellas. Además, la temperatura de dicho plasma varía durante el ciclo orbital de la binaria. Este comportamiento también ha sido observado en V444 Cygni, una binaria semejante a CD Crucis.