R Doradus, la meravigliosa gigante rossa.

R Doradus (chiamata anche HD 29712) è una stella gigante rossa variabile di tipo Mira situata nella costellazione meridionale del Dorado, anche se secondo alcuni astronomi sembra appartenere alla vicina costellazione del Reticolo.
La sua distanza da Terra è di 200 ± 25 anni luce. Avendo un diametro angolare di 0,057 ± 0,005 secondi d'arco, si ritiene che tale stella sia quella con la maggiore grandezza apparente vista da Terra (eccetto il Sole). Il diametro di R Doradus è di 515 ± 70 milioni di chilometri o 370 ± 50 volte il diametro del Sole: se posizionato al centro del Sistema solare, la stella arriverebbe ad inglobare nei suoi strati più esterni l'orbita di Marte.
La magnitudine apparente di R Doradus varia tra 4,8 e 6,6, il che la rende a malapena visibile ad occhio nudo, ma se venisse osservata nell' infrarosso sarebbe una delle stelle più luminose del cielo. Nonostante la sua grandezza, la massa della stella è di circa una massa solare e la sua luminosità totale è 6500 ± 1400 volte quella solare.

Dubhe l'elegante stella dell'orsa maggiore

Dubhe (o secondo la terminologia ufficiale Alpha Ursae Majoris) è, per luminosità, la seconda stella della costellazione dell'Orsa Maggiore.
È una stella multipla poiché vi orbitano attorno Dubhe B (a circa 23 UA) e Dubhe C (a circa 8000 UA).
Il nome tradizionale deriva dalla parola araba per "orso", dubb.
Il nome della stella in arabo è ظهر الدب الاكبر‎ żahr ad-dubb al-akbar (la schiena dell'Orsa Maggiore).
Il nome della stella in cinese è 北斗一 (Prima stella del Carro Settentrionale) oppure 天樞 (il perno celeste).
A causa della precessione degli equinozi, "Dubhe" era la polare approssimativamente nel 5100 a.C. è lo sarà nuovamente verso il 20500.
Dubhe è la stella ufficiale dello stato statunitense dello Utah.

Rotanev, la grande del delfino

Rotanev (β Delphini) è un sistema binario della costellazione del Delfino. Le due stelle del sistema furono per la prima volta risolte dall'astronomo Nicolò Cacciatore, assitente del più famoso Giuseppe Piazzi (scopritore dell'asteroide Cerere). Sualocin (α Delphini) e Rotanev (β Deplhini) formano un sistema binario apparente. In realtà Sualocin dista, dalla Terra, circa 2,5 volte rispetto a Rotanev.

la sua magnetudine è 3,63 e dista dalla terra 97 anni luce.
I due componenti del sistema binario presentano caratteristiche molto simili: temperatura superficiale di 6.500 Kelvin, tipo spettrale F5. La distanza fra le due componenti è minima : 13 UA circa. Tale distanza, dalla Terra, corrisponde ad una separazione angolare di soli 0,65 arcoseconi (ovvero le dimensioni angolari di una moneta da 1 centesimo vista alla distanza di 10 chilometri).

Il misterioso nome Rotanev, così come quello di α Delphini (Sualocin), comparvero per la prima volta nel catalogo stellare di Palermo del 1814. Con un lavoro quasi da detective, l'astronomo inglese del XIX secolo Thomas Webb scoprì l'origine di questi due nomi alquanto bizzarri: non erano altro che il nome (Nicolaus) e il cognome (Venator) latinizzati e scritti al contrario dell'assistente del famoso astronomo Giuseppe Piazzi, Nicolò Cacciatore (Nicolaus Venator).

La Superba, la stella dei cani da caccia.

La Superba (Y Canum Venaticorum / Y CVn) è una stella situata nella costellazione dei Cani da caccia, ben nota per il forte colore rosso. La Superba è una variabile semiregolare che ha al suo massimo una magnitudine apparente di circa +4,8 ed al minimo di circa +6,3 in un ciclo della durata di 160 giorni. La Superba è una delle stelle più fredde (la sua temperatura si aggira sui 2800 K) della volta celeste, dal colore intensamente rosso, ed è tra le più luminose delle giganti rosse al carbonio. È la più luminosa delle cosiddette "stelle-J", una categoria molto rara di stelle al carbonio che conterrebbe grandi quantità di 13C (atomi di carbonio con 7 neutroni anziché 6). Nel XIX secolo l'astronomo Angelo Secchi, impressionato dalla sua bellezza, diede alla stella questo nome.
Y CVn è quasi sempre invisibile ad occhio nudo, poiché gran parte della luce emessa è al di fuori dello spettro visibile; tuttavia se si considerano le emissioni nell'infrarosso, Y Canum Venaticorum ha una luminosità 4400 volte quella del Sole. Il suo raggio è di approssimativamente 2 UA; se si trovasse al posto del nostro Sole, gli strati più esterni della stella si estenderebbero sino all'orbita di Marte. Per spiegare la sua notevole colorazione, è necessario capire che le stelle di medie dimensioni, non appena terminano la fusione dell'idrogeno in elio nel loro nucleo, iniziano la fusione dell'elio in carbonio. Durante questo processo, chiamato stadio di gigante rossa, gli strati più esterni della stella si espandono e si raffreddano, causando uno spostamento verso il rosso della radiazione stellare ed uno spostamento della stella nel ramo asintotico delle giganti del diagramma HR. Verso la fine del ciclo vitale della stella, i prodotti della fusione vengono portati all'esterno del nucleo da moti convettivi, che arricchiscono l'atmosfera esterna della stella di carbonio e di alcuni suoi composti (monossido di carbonio ecc.). Queste molecole tendono ad assorbire la radiazione a lunghezze d'onda molto piccole, provocando una diminuzione nello spettro emesso delle bande dell'azzurro e del violetto, il che conferisce alla stella il suo caratteristico colore rosso. La Superba è molto probabilmente nell'ultimo stadio della fusione dell'elio in carbonio nel suo nucleo, mentre perde gran parte della sua massa in un'intenso vento stellare, con un'intensita pari ad un milione di volte il vento solare. È inoltre circondata da un guscio, esteso 2,5 anni luce, di materiale espulso in precedenza, il che suggerisce che ad un certo punto la stella abbia perso massa al un ritmo 50 volte superiore a quello odierno. Y Canum Venaticorum sembra dunque essere in procinto di espellere i suoi strati in una nebulosa planetaria, trasformando il nucleo restante in un'evanescente nana bianca.

W Hydrae, la zampa dell'idra.

W Hydrae (W Hya) è una stella gigante rossa situata nella costellazione dell'Idra (a cinque gradi a sud ovest di π Hydrae) che dista 373 anni luce dal Sistema solare. Si tratta di una variabile semiregolare, che muta la propria magnitudine apparente tra 5,7 e 10,0 nell'arco di 361 giorni.
Le prime rilevazioni della variabilità di W Hydrae risalgono alla fine del XIX secolo: nel 1889 Edwin Sawyer ne determinò anche il periodo di variabilità. Alcuni astronomi hanno considerato la stella una variabile a lungo periodo, sebbene la sua caratteristica variabilità la assimili maggiormente alle variabili Mira; alcuni scienziati hanno però ipotizzato che la fase di variabile semiregolare preceda quella di variabile Mira durante l'evoluzione della stella lungo il ramo asintotico delle giganti, e dunque W Hya si troverebbe nella fase di transizione tra le due classi di variabili.
W Hya è una forte sorgente maser, una radiazione simile al laser ma emessa alle lunghezze d'onda delle microonde. La fonte di tale radiazione è data principalmente dalle molecole, presenti in discreta quantità nell'atmosfera stellare, di ioni idrossido (OH), acqua (H2O) e silice (SiO). L'emissione da parte della SiO ha origine da una zona compresa tra la fotosfera stellare ed una regione in cui si formano delle polveri, posta ad una distanza dalla stella pari a tre volte il suo raggio. L'emissione da parte dell'acqua si origina ad una distanza di circa 15 unità astronomiche (U.A.) dalla superficie stellare, mentre l'emissione da parte degli ioni idrossido da centinaia di U.A. L'emissione di quest'ultimo è un ottimo indicatore del tasso di perdita di massa da parte della stella, normale in questa fase evolutiva.