Estrella de Barnard
Con una edad entre 7000 y 12 000 millones de años, es bastante más vieja que el Sol, y podría estar entre las estrellas más viejas de la Vía láctea. Con el tiempo ha perdido mucha energía de rotación, y leves cambios periódicos en su brillo indican que completa un giro cada 130 días —compárese con los 25 días que emplea el Sol. Dada su avanzada edad, durante mucho tiempo se supuso que la estrella de Barnard era inactiva en términos de actividad estelar. Sin embargo, en 1998, los astrónomos observaron una llamarada estelar intensa, poniendo de manifiesto que, sorprendentemente, la estrella de Barnard es una estrella fulgurante. Por ello, recibe también el nombre, en cuanto a variable, de V2500 Ophiuchi. En 2003, en la estrella de Barnard se observó por primera vez un cambio detectable de la velocidad radial de una estrella causada por su movimiento; esta variabilidad adicional en la velocidad radial fue atribuida a su actividad estelar.
Delta Velorum
Delta Velorum está formada por un sistema binario eclipsante (Delta Velorum A) y una enana de tipo espectral F6V (Delta Velorum B) de magnitud aparente 5,5 en una órbita excéntrica con una separación que varía entre 0,6 y 3,0 segundos de arco y un período orbital de 142 años. Delta Velorum A está formada por dos estrellas blancas de la secuencia principal, la más luminosa de tipo espectral A0V (Delta Velorum Aa, de magnitud aparente 2,3) y la otra de tipo espectral entre A3V y A5V (Delta Velorum Ab, de magnitud aparente 3,4). Están separadas 0,5 UA y su período orbital es de 45,15 días. Los eclipses, que hacen que el brillo combinado del sistema fluctúe en torno al 50 % durante el eclipse primario y 30 % durante el secundario, fueron detectados independientemente en 1989 por la misión espacial Galileo y en 1997 por el aficionado argentino Sebastián Otero. Al unir los datos visuales de Galileo y Otero en el año 2000, Otero, Lloyd y Fieselerpudieron determinar el período orbital y predecir los futuros eclipses y además notar que la órbita del sistema es también excéntrica, dado que el eclipse secundario se produce en la fase 0,43 del ciclo orbital (solo 19 días después del eclipse primario). Curiosamente, a pesar de ser una de las estrellas más brillantes del cielo, no se había observado previamente su variabilidad.