Gwiazda istnieje od zaledwie 8 milionów lat, zakończyła syntezę wodoru w hel w jądrze i obecnie traci masę przez wiatr gwiazdowy wiejący z prędkością 600 km/s, unoszący milionową część masy Słońca (1/3 masy Ziemi) na rok. Zmienia się w czerwonego nadolbrzyma, w której to fazie będzie w niej zachodziła synteza helu w węgiel, a później dalsze pierwiastki, aż do żelaza. Na tym etapie gwiazda eksploduje jako supernowa.
Jest to gwiazda zmienna zaćmieniowa. Spadek jasności co 180,5 dnia pozwala odkryć istnienie słabszego, bliskiego składnika okrążającego nadolbrzyma po ekscentrycznej orbicie (e=0,4) w średniej odległości około 2 au; jest to błękitna gwiazda ciągu głównego, także typu widmowego B.
Względnie daleko od tej pary znajdują się cztery kolejne gwiazdy. Mi Sagittarii B ma wielkość gwiazdową 10,48, jest odległa o 16,9 sekundy kątowej (pomiar z 2013 r.), czyli około 29 tysięcy jednostek astronomicznych od centralnej pary. Jest to olbrzym typu B9. Mi Sagittari C (12,8m) dzieli od nadolbrzyma 25,5″ (44 tys. au), jest to gwiazda ciągu głównego typu A3. Mi Sagittari D ma wielkość 9,96m i jest sklasyfikowana jako podolbrzym typu B2. Przy odległości kątowej 48,2″ (w 2013 r.) byłby odległy od centralnej gwiazdy o 80 tysięcy jednostek astronomicznych, ale przypuszczalnie znajduje się w innej odległości i nie jest członkiem tej grupy.