Beta Lyrae Aa bestaan uit ’n primêre ster van klas B7 II en ’n sekondêre metgesel wat ook waarskynlik van klas B is. Die primêre, dowwer ster was aanvanklik die ster met die grootste massa en dit het eerste uit die hoofreeks beweeg en ’n reusester geword. Dit het toe sy Roche-lob oorskry en baie van sy massa aan sy metgesel begin afstaan. Die sekondêre ster, wat nou ’n groter massa het, word omring deur ’n akkresieskyf vanweë dié materieoordrag. Die skyf blokkeer die sekondêre ster van die Aarde af gesien en verlaag so sy skynbare magnitude, en daarom is dit moeilik om die spektraaltipe daarvan te bepaal. Die hoeveelheid massa wat tussen die twee sterre oorgedra word, is sowat 2 × 10-5 sonmassas per jaar, gelykstaande aan die Son se massa elke 50 000 jaar. Dit veroorsaak ’n toename in die wentelperiode van sowat 19 sekondes per jaar. Die spektrum van Beta Lyrae toon emissielyne wat deur die akkresieskyf geskep word. Die skyf sorg vir sowat 20% van die helderheid van die stelsel.
Die wentelvlak van die dubbelster is naby die gesigslyn van die Aarde af, en daarom verduister die twee sterre mekaar periodiek. Beta Lyrae se skynbare magnitude verander dus van 3,2 tot 4,4 oor ’n periode van 12,941 4 dae. Die sterre is so naby mekaar dat hulle nie deur optiese teleskope onderskei kan word nie en daarom vorm hulle ’n spektroskopiese dubbelster. In 2008 is die primêre ster en die akkresieskyf van die sekondêre ster vir die eerste keer apart waargeneem in die naby-infrarooi-H-band.