VV Cephei

En la década de 1940, Sergei Gaposchkin, demostró que esta estrella no solo variaba con el modo típico de una estrella variable cefeida, sino que también era eclipsada parcialmente cada 20 años por una compañera más pequeña.

Traducido a unidades astronómicas (UA), tiene un radio entre 4,7 y 10,4 UA, lo que implica que si se encontrase en el lugar del Sol —considerando el valor máximo—, su superficie se extendería más allá de la órbita de Júpiter.

Su temperatura superficial no es bien conocida, cifrándose en el rango de 3300 - 3650 K. Al estar muy alejada de la Tierra, la distancia a la que se encuentra es incierta, por lo que su luminosidad puede estar comprendida entre 163 000 y 535 000 veces la del Sol.

Una estrella de estas características (en estos momentos fusionando helio en átomos de carbono) no puede terminar sus días sino como una supernova, cuya explosión puede expulsar a su compañera a gran velocidad convirtiéndola en una estrella fugitiva.

La transferencia de masa entre las dos estrellas probablemente produce súbitos cambios en el período orbital del sistema.