りゅうこつ座AG星
1950年、ラドクリフ天文台での観測から、サッカレー(英語版)はりゅうこつ座AG星の周りに楕円形の星雲状構造があることを発見した。この星雲は、この1万年以内に中心星から大規模な質量放出が起きた結果形成されたものと考えられ、平均して70km/sの速さで膨張している。また、楕円の短軸方向に沿って、ジェット状の双極構造があることもわかっている。赤外線では、熱い塵から放射される近赤外線はほとんどみられず、恒星風により一掃されていると考えられるが、より長い波長の赤外線で、低温の塵の分布を調べると、可視光でみた星雲状構造と整合するような殻状の分布を示すが、もう少し円に近い形状をしている。電波でも、同じような分布を示す。
りゅうこつ座AG星を取り巻く星雲の組成を調べると、窒素が過剰に存在し、酸素は欠乏している。この傾向は、内部の核融合反応がCNOサイクルとなっている恒星から放出された物質であることと辻褄が合うが、LBVで予想されるCNO平衡状態を仮定した場合よりも、窒素の過剰も酸素の欠乏も低水準である。これは、りゅうこつ座AG星で大規模な質量放出が起きたのが、まだLBVへ進化する前の段階であったことを示唆する。また、可視光での観測から推定した星雲のガスの質量は、太陽の4.2倍程度である一方、赤外線から見積もった塵の質量は太陽の0.2倍程度となっている。一般的なLBVの星周物質における、ガスと塵の存在比を当てはめると、塵の質量が太陽の0.2倍程度なら、ガスは太陽の15倍程度の質量と予想され、観測から求めたガスの質量との間に矛盾が生じる。このことも、りゅうこつ座AG星で質量放出が起きたのが、LBV段階ではないことの証拠の一つとみられる。