尽管肉眼看北极星是一颗光点，但它实际上是一个三星的系统，主星（勾陈一A） 是一颗质量是太阳5.4倍的黄色超巨星，光谱型为F7Ib，是第一颗根据轨道确定其质量的造父变星；两颗较小的伴星：距离很近的勾陈一Ab（1.26倍太阳质量）属于F6型主序星，距离主星18.5天文单位（Astronomical Unit，缩写AU）绕转；较远的F3V主序星勾陈一B（1.39倍太阳质量）在2400AU的距离上环绕着主星，用现代的小望远镜也能分辨。
勾陈一AB双星（当时不知道A由A/Ab双星组成）早在1779年就被英国天文学家威廉•赫歇尔（William Herschel）用他自造的反射式望远镜（当时最好的望远镜之一）观测到。1899年，威廉•华莱士•坎贝尔（William Wallace Campbell）发现勾陈一A的视向速度是变化的，说明它是一个双星系统。由于已知它是造父变星，1927年美国天文学家约瑟夫•海恩斯•摩尔（Joseph Haines Moore）证明它视向速度的变化是一个四天的脉动周期和一个长的轨道周期组合的结果。随后，摩尔在1929年计算出双星系统的轨道周期为29.7年，偏心率为0.63，这一结果得到后人的多次验证。理查德•安德森（Richard I. Anderson）2019年的一项研究表明勾陈一A/Ab的双星轨道周期为29.32 ± 0.11年，偏心率为0.620 ± 0.008。[10]
2006年1月，从美国国家航天局（National Aeronautics and Space Administration，缩写NASA）公布的哈勃空间望远镜图片中可以同时看见勾陈一三合星中的这三颗星。
勾陈一A是一颗超巨星，也是一颗光变较小的第一星族经典造父变星（因为它的高银纬曾一度被认为是第二星族），因为造父变星是测量天文距离时重要的标准烛光，它作为最近的造父变星而被大量研究。对北极星光变的怀疑最早可追溯到1852年，在1911年得到丹麦天文学家埃希纳·赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung）的确认。
今天，北极星的视星等在1.86-2.13的范围变动，其光变幅度（一个光变周期内的亮度变化）自从观测起就不断变化。1963年之前，它的光变幅度超过0.1星等，并随时间逐渐减小。1966年后，这一数值急剧减少到低于0.05等，在1990年代末到2015年又开始增加，随后减小至今。这一变化可能是因为北极星被一颗其他恒星绕转，当该星每30年一次靠近北极星时，它扰动了造父变星的外层，即脉动的发生地。