SAO SIÊU KỀNH ĐỎ VV CEPHEI
Ngôi sao này thuộc chòm Tiên Vương, có đường kính gấp 2000 lần đường kính Mặt Trời (cỡ như đường kính quỹ đạo hành tinh Thổ của hệ Mặt Trời) và chỉ nhìn thấy được qua ống nhòm. Độ sáng của nó ở cấp sao 6,5. Đây là sao đôi: sao siêu kềnh đỏ loại M có bạn đồng hành là sao kềnh trắng loại B9.
Năm 1936, nhà thiên văn Mỹ Đin MácLaphlin đã xác định được rằng đây là sao biến quang che khuất. Cứ 20 năm một lần, sao siêu kềnh đỏ che khuất sao kềnh trắng trong suốt 16 tháng. Nhưng trước khi phát hiện ra điều này, người ta đã biết rằng sao siêu kềnh đỏ là một sao biến quang vật lý. Nói cách khác, bản thân nó tự thay đổi độ sáng, có lẽ là do dao động có chu kỳ của bán kính ngôi sao.
Ngoài ra, sao loại M có khí quyển trải dày, cho nên trước khi nó che khuất sao kềnh trắng thì trong phổ của nó xuất hiện các vạch sắc cầu do sự hấp thụ ánh sáng của sao B trong khí quyển của sao M.
Từ năm 1936, sự che khuất sào B được quan sát cách nhau 20 năm. Theo các quan sát giữa các lần che khuất năm 1956 và 1976 và trong lần che khuất năm 1976 - 1977, người ta đã xác định được chính xác các tham số của hệ sao đôi này. Dựa vào sự thay đổi tốc độ tia sáng, người ta đã xác định được khoảng cách giữa tâm hai sao là 19 đơn vị thiên văn (bằng từ Mặt Trời đến hành tinh Thiên Vương). Khối lượng của hai sao xấp xỉ nhau: mỗi sao nặng gấp 20 lần Mặt Trời. Sự đập mạch (xung) của sao M diễn ra với chu kỳ 15 ngày.
Phân tích chi tiết các vạch quang phổ cho thấy từ sao M bắn ra các dòng khí hướng về phía sao B và chảy bao lấy nó. Vận tốc các dòng khí này đạt tới 200 km/s.
Hệ sao VV Cephei là một trong không nhiều các sao tương đối sáng có khí quyển trải dày và là một trong các sao lớn nhất trong số các sao đã biết, do đó nó gây được sự chú ý về mặt khoa học.
