È una piccola costellazione australe di 290 gradi quadrati, delimitata da una decina di stelle poco brillanti, ma che grazie a Orione, col quale confina a nord, si riesce a individuare facilmente. Interessante è il fatto che fosse già nota con questo nome non solo nell'antica Grecia, ma anche nel mondo arabo, anche se l'antico popolo semita vedeva in queste stelle il trono di Orione.
La mitologia narra di uno strano avventuriero che avrebbe portato nell'isola di Leros (una del Dodecanneso e nota come "Isola di Artemide"), un leprotto con l'intento di avviare l'allevamento di questo animale sconosciuto da quelle parti. Ignari del fatto che fosse un piccolo mammifero assai fecondo, la lepre iniziò a riprodursi in tempi molto brevi causando un'incontrollata diffusione in tutta l'isola, devastando i raccolti e provocando carestie. Gli abitanti, mobilitati in massa, riuscirono a eliminare tutte le lepri, salvo una di queste graziose bestiole che fu posta in cielo, quasi a imperituro ammonimento a non modificare gli ecosistemi, forzandone le leggi naturali.
Esaminiamo ora da vicino le 6 componenti più luminose della Lepre che formano due piccole stringhe: quella a nord pressoché rettilinea, quella a sud arcuata verso il basso. Tuttavia solo Alfa e Beta hanno una magnitudo inferiore alla 3: la 1ª è una gigante bianca di grandezza 2.6 distante 1300 anni luce e 12000 volte più brillante del Sole; è altresì nota col nome Arneb che significa semplicemente "lepre"; una debole compagna di 11-esima scoperta nel 1912 è presente a 36 secondi d'arco verso SE (un'altra compagna precedentemente scoperta da Herschel nel 1835 è con ogni probabilità soltanto prospettica). La 2ª è talvolta nota col nome Nihal dal significato un po' oscuro: sembra derivare dall'arabo An-Nihal che vuol dire "i cammelli estinguono la loro sete". È di grandezza 2.8 e anche questa possiede una compagna, ma di magnitudo incerta; non è escluso si possa trattare di una variabile a eclissi cui è stata data la sigla poco conosciuta NSV 2008 (NSV sta per "New Catalogue of Suspected Variable Stars"). Il dubbio sussiste in quanto è molto difficile effettuare una misurazione accurata sulla luminosità di una stellina soverchiata dalla luce della componente principale situata ad appena un paio di secondi di distanza verso nord-ovest, con uno sbilanciamento di oltre 5 o 6 magnitudini. Altre tre presunte compagne sono anche in questo caso solo prospettiche: una di 12-esima grandezza si trova a circa 1' di distanza a sud-est; le altre due, entrambe di 10ª, si trovano a 3.4' e 6' primi rispettivamente a ENE e NE; si possono osservare in un piccolo telescopio di 10 cm.
Cartina elaborata dall'atlante AAVSO per localizzare la R Leporis. Le magnitudini di riferimento sono riportate al decimale senza il punto per evitare confusione con le stelle. Fra queste sono cerchiate le 3 principali (α, β e μ). La R, in alto a destra, è indicata dalla freccia arancione.
Fra le stelle di 3ª grandezza possiamo ancora annoverare la Epsilon, gigante rossa distante 160 anni luce e 100 volte più brillante del Sole; e infine la My, stella bianco-azzurra leggermente variabile che quando è al massimo di luce supera, sia pur di poco, la stessa Epsilon. L'ampiezza è comunque modesta, non superiore a 0.4 magnitudini e si sviluppa in un periodo di un paio di giorni.
Dal momento che abbiamo accennato alla variabilità di alcune stelle è doveroso dare un'occhiata alla R Leporis, situata verso l'estremità nord-occidentale della costellazione. È una variabile tipo Mira che in 430 giorni vede oscillare la sua luminosità tra la 5.5 e la 11.7 grandezza. Può quindi essere seguita con un telescopio da 10 cm. durante l'intero ciclo, ma quando si trova al massimo di luce potrebbe anche essere scorta a occhio nudo. Le variabili Mira hanno masse non superiori a due masse solari, ma possono essere migliaia di volte più luminose del Sole, grazie ai loro strati esterni molto estesi. Si pensa che pulsino in modo radiale, ossia l'intera stella si espande e si contrae con simmetria sferica. La pulsazione si traduce in cambiamenti sia di raggio sia di temperatura, causando il loro cambiamento di luminosità. Il periodo di pulsazione è funzione della massa e del raggio della stella.
R Leporis, scoperta da Hind nel 1845, è oggi nota fra i variabilisti come Crimson Star o Stella Cremisi per il suo colore rosso cupo che ricorda alcuni astri come la Stella Granato di Herschel (My Cephei) o la TX Piscium (la n.19 dei Pesci). Sino a poco tempo fa veniva classificata come N8, ma gli spettri R ed N sono oggi caduti in disuso oggi rimpiazzati dal generico spettro C indicante la presenza di marcate righe del carbonio; in pratica è presente della fine polvere simile a grafite nell'atmosfera esterna della stella, la quale è responsabile della sua colorazione. La temperatura superficiale di R Leporis si aggira sui 2500 gradi Kelvin, analoga a quella dei tipi spettrali M più avanzati.
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