AG Draconis
El análisis la curva de luz histórica de AG Draconis, disponible desde 1890, permite observar que durante los 31 primeros años el brillo de la estrella no sufrió fluctuaciones de más de 0,1 magnitudes. Alrededor del año 1922, su brillo en quiescencia aumentó 0,29 magnitudes, comenzando una serie de oscilaciones con una amplitud de 1 - 2 magnitudes y una duración típica de 100 a 200 días. Los estallidos se agrupan en seis densos conjuntos, cada uno de ellos de unos 1500 días de duración, bien separados entre sí con una periodicidad de casi 5300 días. Durante los estallidos, el brillo se multiplica «sólo» por cinco, probablemente debido a la ausencia de elementos pesados. En otoño de 2007 el brillo de AG Draconis aumentó hasta magnitud +8,98 durante un estallido.
VV Orionis
La estrella principal del sistema es una binaria espectroscópica con un período orbital de 1,485378 días (1 día, 11 horas y 39 minutos). La solución orbital otorga una separación entre las componentes de sólo 0,063 UA —un 15% de la distancia entre Mercurio y el Sol. La más luminosa del par es una estrella azul de tipo espectral B1V con una incierta temperatura comprendida entre 21.000 y 25.000 K. Es también la componente más masiva con una masa aproximada de 10,8 masas solares y una luminosidad 9400 veces mayor que la luminosidad solar. Su radio es 2,5 veces más grande que el del Sol. La otra componente es una estrella blanco-azulada de tipo B7V y 15.500 K de temperatura. 330 veces más luminosa que el Sol, tiene una masa de 4,5 masas solares. El diámetro de esta última es la mitad que el de su compañera. Estas cifras, sin embargo, no concuerdan con las obtenidas directamente a partir de luminosidad y temperatura; la discrepancia probablemente tenga su origen en que la distancia determinada por la paralaje es excesiva —una distancia de 1200 años luz puede aproximarse más a la realidad.