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.
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.