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.
Hadar (estrella)
La estrella principal Hadar A es, a su vez, una binaria espectroscópica, siendo ambas componentes casi idénticas y de tipo espectral B1 o B2. Con un período orbital de 357 días, la órbita es muy excéntrica, haciendo que la separación entre ambas varíe entre 0,53 y 5,5 ua; la mínima separación tuvo lugar en febrero de 2000. La velocidad de rotación medida —igual o mayor de 140 km/s—, junto con su diámetro —9 veces el del Sol—, dan como resultado un período de rotación inferior a 3 días para una de las estrellas al menos.  A su vez, una o las dos estrellas son variables del tipo Beta Cephei con dos períodos de 3,2 y 5,3 horas. La proximidad entre las dos estrellas hace que sean una fuente de rayos X, debido a la existencia de vientos estelares cuya temperatura alcanza los 2 millones de K. Cada una tiene una masa de 14,7 masas solares —aunque otro estudio señala masas inferiores de 10,7 y 10,3 masas solares—, y se piensa que en realidad no son gigantes sino estrellas que aún fusionan hidrógeno en helio, aunque probablemente les quede poco tiempo antes de abandonar la secuencia principal. Posteriormente se expandirán en gigantes rojas y con seguridad la evolución de cada una de ellas afectará profundamente a la otra.