VV Cephei

VV Cephei (HD 208816) ist ein Doppelstern und ein Bedeckungsveränderlicher. Die Ebenen der Umlaufbahnen der Komponenten A und B liegen in unserer Sichtlinie, deswegen sehen wir, wie Komponente A die Komponente B bedeckt. Das System ist 4900 Lichtjahre entfernt und hat eine scheinbare Helligkeit von 4,9 mag.  

VV Cephei A
Der Überriese VV Cephei A ist einer der größten bekannten Sterne der Milchstraße. Er gehört zur Spektralklasse M2 I und hat ungefähr den 1600- bis 1900-fachen Durchmesser der Sonne. Währe er an Stelle der Sonne im Sonnensystem, dann würde seine Oberfläche bis fast an die Uranusbahn heran reichen. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 5,2 mag. Er wird von dem dunkleren VV Cephei B in einem Abstand von 25 Astronomischen Einheiten umkreist.     

VV Cephei B
VV Cephei B ist ein Riese der Spektralklasse B6 II, mit dem zehnfachen Sonnendurchmesser und der scheinbaren Helligkeit 6,6 mag. Er umkreist A mit einer Periode von 20,3 Jahren (7430 Tage). Erst wenn B von  A bedeckt wird, sinkt die Helligkeit des Systems von 4,8 auf 5,4 mag ab. Die Verfinsterung von B dauert 250 bis 300 Tage.   

Während eines Teils seines Umlaufs, wenn er Komponente A am nächsten ist (Perihel), zieht Komponente B Materie von A auf sich. Dadurch ist VV Cephei A tropfenförmig verformt.

Mit Hilfe des Durchmessers der Komponente B und der gesamten Umlaufzeit, lässt sich die Zeit, die die Bedeckung dauert, berechnen. Der Lichtabfall (2) und der Lichtanstieg (4) werden etwa über vier Tage zu beobachten sein.
Die Ebene der Umlaufbahnen muß 50 Millionstel Grad genau in unserer Sichtlinie liegen.