Jaśniejszy i bardziej masywny składnik Beta Persei Aa1 jest gwiazdą ciągu głównego, natomiast składnik Aa2, mniej masywny, jest podolbrzymem, czyli gwiazdą na późniejszym etapie ewolucyjnym. Jest to paradoksalne, gdyż masywniejsze gwiazdy ewoluują szybciej. Zjawisko to można wyjaśnić procesem wymiany masy między gwiazdami, który miał miejsce w przeszłości. Gwiazdy są na tyle blisko (5% odległości między Ziemią a Słońcem), że gdy pierwotnie masywniejszy składnik Aa2 osiągnął duże rozmiary i wypełnił swoją powierzchnię Roche’a, znaczna część jego materii została przyciągnięta przez mniejszą towarzyszkę.
Beta Persei Ab Centralną parę okrąża składnik Beta Persei Ab, biała gwiazda typu A7m. Jest on oddalony od niej o 0,094″, a orbita ma mimośród równy 0,22. Okres obiegu to 679,9 doby. Istnienie tego składnika było podejrzewane przez Franka Schlesingera i Deana McLaughlina na początku XX wieku, a potwierdziły je obserwacje spektroskopowe Josepha Pearce’a w latach 30., a następnie w dalsze w latach 50. Orbita została wyznaczona dopiero w latach 90.