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.
Hipótesis nebular
El colapso inicial de una nebulosa proto-estelar-solar masiva toma alrededor de 100 000 años. Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular. El gas en la parte central de la nebulosa, con relativamente bajos momentos angulares, se somete rápidamente a compresión y forma un núcleo hidrostático caliente (no contratante) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa inicial. Este núcleo formará la semilla de lo que será una estrella. A medida que el colapso continúa, la conservación del momento angular significa que la rotación de la envoltura que cae se acelera, impidiendo en gran medida que el gas directamente se acrecione sobre el núcleo central. El gas es forzado a difundirse en lugar de ir hacia el exterior cerca de su plano ecuatorial, formando un disco, que a su vez acrecione sobre el núcleo. El núcleo crece poco a poco en la masa hasta que se convierte en una joven protoestrella caliente. En esta etapa, la protoestrella y su disco están fuertemente oscurecidas por la envoltura que cae y no son directamente observables. De hecho la opacidad envolvente restante es tan alta que incluso la radiación de ondas milimétricas tiene problemas para escapar de su interior. Estos objetos se observan como condensaciones muy brillantes, que emiten principalmente ondas milimétricas y onda submilimétricas de radiación. Se clasifican como espectros de protoestrellas clase 0. El colapso es acompañado a menudo por los flujos bipolares - jets - que emanan a lo largo de la rotación al eje del disco inferido. Los chorros se observan con frecuencia en regiones de formación estelar (ver Herbig-Haro (HH) objetos). La luminosidad de las protoestrellas de clase 0 es alta - una masa de protoestrella solar puede radiar a más de 100 luminosidades solares. La fuente de esta energía es el colapso gravitacional, ya que sus núcleos no son todavía lo suficientemente calientes para comenzar la fusión nuclear. A medida que continúa la conversión del material en el disco, la envoltura eventualmente se vuelve delgada y finalmente se convierte en transparente y el objeto estelar joven (YSO) se convierte en observable, inicialmente en luz de infrarrojo lejano y más tarde en el visible. Alrededor de este tiempo, la protoestrella empieza a fusionar deuterio. Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80 masas de Júpiter), la fusión del hidrógeno sigue. De lo contrario, si su masa es demasiado baja, el objeto se convierte en una enana marrón.Este nacimiento de una nueva estrella se produce aproximadamente 100 000 años después de comenzar el colapso. Objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I,que también son llamados jóvenes estrella T Tauri, evolucionaron protoestrellas, u objetos estelares jóvenes. Por este tiempo la formación de la estrella ya ha acrecido la mayor parte de su masa: la masa total del disco y el sobrante restante no exceden del 10-20 % de la masa central de YSO.