繁殖行動は、雄が雌を確保することから始まる。雄は雌の背後につき、第1触角先端の把持器によって雌の頭胸部を覆う背甲の後縁両端を把持する。この時、雄は成熟したものだが、雌の方は成熟個体である例はあるものの数は少なく、多くの場合は未成熟である。シオダマリミジンコでは普通は第4、第5コペポディドであり、時には性の判別がまだ出来ないそれ以前のコペポディド幼生が雄に確保される例もあるという。カリフォルニアシオダマリミジンコでの例では、雄が確保した雌は第2～第5コペポディド期のものであった。雄が相手の性別を判別する能力はあやふやで、脱皮してみると雄であったという場合や、抱卵雌に掴まろうとする例なども知られている。真の交接は雌が最終脱皮を行い、成熟（第6コペポディド）に至った直後に行われる。未熟雌を保持した雄は、それまでの期間、雄は雌を保持する。カリフォルニアシオダマリミジンコではそれは最大7日にもなる。交接は雄が雌の腹部に精包を着けることで行われる。雌は受精嚢に精子を保存し、それを使って繰り返し産卵することが出来る。卵は腹部の下面に1つ生じる卵嚢に収まる。
日本のシオダマリミジンコでは地域による変異が見られる。これは他の海産のカイアシ類とは異なり、本種の分布が連続していないため、地理的な変異が生じたものと考えられる。それを含め、この属の分布と遺伝的分化の問題は重視されている。一般に地理的な隔離は遺伝的な変異を、ひいては種分化を促すものと考えられる。本属の生態分布は上記のように潮上帯の潮溜まりである。このような環境は海岸では普遍的に見られるものであるが、岩礁海岸に独特のものであるため、砂浜が随所にあることによって不連続となる。その上に潮上帯であることから、海水によってそれらが行き来することが自由にならない。つまり、ここに研究者にごく身近な環境であり、容易に触れることが出来る生物において、ある程度隔離された個体群がある程度連続的に、しかも海岸線という線の上に配置するという、この問題についての研究対象として興味深い例が存在することになる。これについて個体群生態学や集団遺伝学の立場から多くの研究がある。さらに、このような潮溜まりは小さいものであっても、その中で本属の動物が多数生息し、繁殖することが出来るから、1つの潮溜まりにいる個体の集合が1つの個体群をなすと見ることが出来る。すると1つの岩礁にある複数の水たまりは、それぞれにある程度隔離された個体群の集合、つまりメタ個体群と考えることが出来る。海岸の潮溜まりの生物の多くはこのように見ることが出来るが、潮間帯のそれは満潮時に内部が入れ替わる可能性が大きく、隔離の程度は低い。また陸を歩くなどして潮溜まり間を移動出来るものについてもこのように考えるのは難しい。その点、本属のものは潮溜まり間の移動が困難と考えられ、きわめて好適な研究対象である。個々の潮溜まりを島と見なせば、島嶼生態学的研究の対象ともなる。例えばBurton and Feldman(1981)では、カリフォルニアシオダマリミジンコの生息する北アメリカ西岸、約300kmに渡る地域の各所のサンプルについて遺伝的変異を調べた。その結果、各所で高い確率で独特な遺伝子が存在していた。また、距離が0.5km程度であっても、切り離されて存在する岩礁では遺伝子頻度に明瞭な差が見られたが、その個々の岩礁の中では遺伝的均一性が高かった。これはつまり、この種では生息地のパッチである岩礁間での個体の行き来がごく少ないことを意味する。
1990年頃まで、食以外の目ぼしい変光は記録されていなかったので、主星Aと伴星Bはウォルフ・ライエ星同士の連星であると考えられていた。星系の合成等級は11.7で、主星Aが最も明るい。しかし、1993年11月にはスペクトルが変化、晩期型のウォルフ・ライエ星（WN6型）に移行し、視等級が10.9へと増光、スペクトル中の吸収線が見えなくなった。増光は、1993年末まで数週間続き、最も明るい時には10.0等に達し、スペクトル型はWN8となった。その後は、急激に暗くなって10.8等級まで減光した。翌1994年の6月に再び増光し、スペクトルも低温側へ移行、その年の9月には8.6等級を記録したが、この最大光度の瞬間にはスペクトルが記録されておらず、直後の観測ではWN11であった。11月になると、スペクトル型は青色超巨星を示すB1.5Ia+となり、水素や電離した金属の輝線、もしくははくちょう座P型プロファイルが観測された。電離回数の少ない金属では、はくちょう座P型プロファイルの形状はB型超巨星に特徴的なものとなっており、加速膨張する恒星風が生じているとみられる。その1ヶ月後、徐々に暗くなり、スペクトルも高温側へと変化していった。1年経たないうちに、明るさは11等級、スペクトル型はWN8となった。一連の増光現象が収束した後、明るさは11.3等級、主星Aのスペクトル型はWN6となっている。増光時には、光度が太陽の数百万倍になったとされる。1993年の増光以前に、1960年頃にも爆発があった可能性が指摘され、およそ40年程度の周期的な活動ではないかとする説もある。主星Aには、静穏期でも周期6時間余りの微小な変光が観測されている。HD 5980での爆発の原理は明らかになっていないが、主星が典型的なLBVの爆発を起こして膨張すると、伴星と激しい相互作用を引き起こし、それが引き金となって大爆発を起こすというシナリオが考えられている。HD 5980 Aは、典型的なLBVと違って、増光時にスペクトル型がA-F型になるまで温度が低下していない。伴星が存在することで、より高温でもLBVの不安定性が生じている可能性がある。同じような振る舞いをするLBV候補天体には、M33で見つかっているGR 290（ロマーノ星）が挙げられている。