AI Velorum
El brillo de AI Velorum oscila entre magnitud +6,15 y +6,76 a lo largo de un período de 0,11157 días. Sin embargo, sus curvas de luz muestran ciertos rasgos inusuales y algo desconcertantes; algunos máximos son el doble de alto que otros, y un máximo muy elevado puede ir seguido de otro muy pequeño. Asimismo, su velocidad radial es variable entre 0 y 40 km/s. Todo ello evidencia un caso de pulsaciones con varios períodos superpuestos. Así, junto al período principal existen períodos secundarios de 46, 64 y 124 minutos, de manera que cuando la interferencia entre los múltiples períodos es constructiva el brillo de la estrella aumenta en casi 1 magnitud, y cuando esta es destructiva el aumento supone sólo una pequeña fracción de magnitud.
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.