Składniki tej gwiazdy okazują się mieć różny wiek: słabsza gwiazda ma ponad 9 milionów lat i jest około dwukrotnie starsza od jaśniejszej. Ekscentryczna orbita gwiazd wskazuje, że wymiana masy między składnikami, która mogłaby zakłócić oceny wieku, nie jest prawdopodobna. To wskazuje, że gwiazdy te nie powstały jako obserwowany układ podwójny. Prześledzenie ruchów własnych gwiazd uciekających wskazuje że dwie z nich, Mi Columbae i AE Aurigae, 2,5 miliona lat temu musiały znajdować się w przestrzeni blisko Jota Orionis. Układ Jota Orionis mógł powstać w wyniku wymiany partnerów między dwoma gwiazdami podwójnymi – AE Aurigae byłaby wówczas odrzuconą partnerką Jota Orionis Aa, zaś Mi Columbae tworzyłaby dawniej parę z Jota Orionis Ab.
Jota Orionis A ma dwie towarzyszki, oznaczone jako składniki B i C. Pierwszy z nich, odległy o 11,6″ (pomiar z 2012 roku) to błękitny olbrzym typu B8, siódmej wielkości gwiazdowej. Przy założeniu, że jest związany z Hatysą, okrąża centralną parę w czasie co najmniej 75 tysięcy lat w odległości 4400 au. Składnik C to gwiazda typu A0 o wielkości 9,8m, oddalona o 49,4″ od składnika A (i niewiele mniej od składnika B).