Da alcuni chiamata Levrieri, questa costellazione è stata introdotta solo nel XVII secolo da J. Hevelius ed è stata da questi nominata per la prima volta nel suo Prodromus Astronomiae del 1690. L'astronomo polacco aveva infatti creduto di scorgere nella plaga compresa tra il cosiddetto timone del Gran Carro (la coda dell'Orsa Maggiore), a nord, e la Chioma di Berenice, a sud, due feroci cani, Chara e Asterion, mentre inseguono le due Orse in un'eterna corsa attorno al Polo. Pur non essendo disprezzabile in fatto a estensione, i suoi 465 gradi quadrati possono tranquillamente essere sunteggiati dalle due stelle principali, Alfa e Beta, distanti tra loro 5 gradi in direzione NW-SW e ubicate a circa metà strada tra il quadrato dell'Orsa e la brillante Arturo. Alfa è meglio conosciuta come Cor Caroli ("Cuore di Carlo")), nome attribuitogli da Sir Charles Scarborough, medico alla corte del re Carlo II d'Inghilterra, sotto il cui regno venne fondato, nel 1675, l'osservatorio di Greenwich, il primo osservatorio moderno; J. Flamsteed, celebre per la numerazione stellare tutt'oggi in uso, ne fu il primo direttore. Cor Caroli parrebbe, a prima vista, un astro come tanti altri; una stella bianca di terza grandezza, distante 120 anni luce e una cinquantina di volte più brillante del Sole; nel diagramma HR si collocherebbe appena al di sopra della Sequenza Principale e fin qui nulla di particolare. Le sorprese cominciarono agli inizi del secolo, quando si scoprì che la stella presentava modestissime variazioni di luminosità, rivelabili solo fotometricamente, che si alternavano con un periodo di 5 giorni e mezzo e che queste coincidevano con la variazione dell'intensità di alcune righe spettrali appartenenti a taluni elementi molto rari come l'europio, una terra rara di proprietà simili al lantanio, e il cromo. Numerosi altri metalli, tuttavia, sono stati identificati nello spettro di Cor Caroli e tra questi spiccano il manganese, lo stronzio, il mercurio e il silicio (quest'ultimo non è propriamente un metallo nel significato chimico del termine, ma sappiamo che gli astrofisici definiscono "metallo" ogni elemento sintetizzato più pesante dell'elio). Una presenza così elevata di elementi pesanti, di metalli appunto, è quasi peculiare in una stella di tipo spettrale AO: in queste, com'è noto, appaiono molto evidenti le righe spettrali della serie di Balmer dell'idrogeno (le celebri H-alfa, H-beta, ecc., per intendersi), mentre quelle metalliche sono normalmente presenti solo in deboli tracce; ci si trovava pertanto di fronte a un astro del tutto particolare nella cui classificazione spettrale si dovette aggiungere una p per indicare che la stella presentava una peculiarità. Oggi di queste se ne conoscono un centinaio e sono state evidentemente tutte studiate con molta cura dal punto di vista spettroscopico; in esse l'abbondanza in metalli può essere fino a 1000 volte superiore, quella che si osserva nelle stelle normali
All'inizio degli anni '50 alcuni astronomi scoprirono, proprio su Cor Caroli, la presenza di un campo magnetico intensissimo che può arrivare anche a 5000 gauss (il campo magnetico terrestre, per confronto, ha un valore di circa mezzo gauss). Lo si è potuto determinare osservando le righe spettrali che risultano allargate per un noto fenomeno fisico conosciuto come effetto Zeeman, dal nome dello scopritore; quando la luce attraversa un campo magnetico molto forte, le righe appartenenti a un certo elemento risultano sdoppiate o triplicate in altrettante componenti, ciascuna delle quali è polarizzata differentemente. Ma un conto è ciò che si può ottenere in laboratorio, e cioè a portata di mano, un altro è invece quello che si riesce a mettere in evidenza negli spettri stellari; in questi ultimi, anche considerando quelli ottenuti con gli spettrografi a più ampia dispersione, le componenti Zeeman sono in verità troppo ravvicinate fra loro per poter essere risolte: di qui l'allargamento che si osserva Cor Caroli sembra, insomma, comportarsi come una sorta di dinamo gigantesca, anche se il meccanismo di produzione di un così intenso campo magnetico è, al momento, ancora opera di congetture.
Abbiamo sin qui accennato ad alcune caratteristiche fisiche di Alfa CVn, ma la stella può essere d'interesse anche per l'astrofilo. Infatti a 20 secondi SW dall'astro principale si trova una debole stellina di magnitudo 5,5 e di classe spettrale FO; si tratta sicuramente di un sistema fisicamente legato, dal momento che sia il moto proprio, sia la velocità radiale sono identici per entrambe le componenti, ma poiché non sono state rilevate variazioni nell'angolo di posizione a partire dal lontano 1778, da quando cioè furono iniziate le prime misure, le due stelle, tenuto conto dell'apparente separazione, devono essere situate a una distanza di almeno 850 unità astronomiche. Se accettiamo questo valore e ipotizziamo per il sistema Alfa CVn una massa pari a 3 masse solari, è facile determinare, mediante la terza legge di Keplero, che il periodo di rivoluzione attorno al comune baricentro deve essere superiore ai 14.000 anni! Un piccolo rifrattore da 70 o 80 millimetri, notoriamente insensibile alla turbo lenza e dotato di elevato contrasto, è forse lo strumento ideale per osservare la coppia e per riuscire, nel contempo, a scorgere le delicate sfumature di colore.
La prossima volta che usciremo all'aperto in contemplazione della volta stellata, diamo, dunque, un'occhiata a Cor Caroli, stellina magari poco significativa in paragone a tante altre, ma che continua tuttavia a riservare agli astronomi una serie di interrogativi assai stimolanti.
Di Beta CVn, la seconda stella più brillante della costellazione, c'è invece molto meno da dire; è un astro di 4ª grandezza e quindi già difficilmente osservabile dai cieli suburbani; è molto simile al Sole come classe spettrale e magnitudine assoluta, tant'è che se fosse posta al centro del Sistema Solare avrebbe una luminosità soltanto del 26% in più della nostra Stella; non lo si noterebbe di certo, salvo il fatto che sulla Terra farebbe dovunque un po' più caldo... Beta è distante 30 anni luce ed essendo così vicina è stata un bersaglio relativamente semplice per la determinazione del suo moto proprio, pari a 0",29 in declinazione all'anno.
