当初、静止画および上述のスーパー用、すなわち従来のテロップの代わりとなるものであったことから「ビデオファイル」（VF）とよばれるようになった。その後間もなく音声が加わり、「ビデオ・オーディオファイル」（VAF）とも呼ばれるようになった。以降コンピュータのさらなる進歩、ハードディスク記憶装置または光磁気ディスク記憶装置の記憶容量のさらなる増加、データ圧縮技術の向上などにより、急速に、動画、音声、音声つき動画など、様々な組み合わせのものを自在に収録、再生できるものとなっていった。このことから単純に従来のテロップやカートリッジテープ再生装置などの代わりではなく、短時間の番組素材の送出に用いる、いわば小規模なCMバンクシステムあるいは番組バンクシステムとしても利用されるようになった。2000年代に入ると、CMバンクシステム、番組バンクシステムと機能統合（機能連動）したものが次々に開発され、これらは地上テレビ放送のデジタル化を機に、各局に導入された。今日、ビデオファイルは主調整室で主に提供やタイトル表示、おことわりなどの各種スーパーに用いられるのみならず、副調整室での番組制作、すなわち、コーナー表示などの各種スーパーに用いられるようになった。ただし副調整室ではリアルタイムに番組内容を構成する必要もあることから、ビデオファイルによらず、コンピュータグラフィックスまたはキャラクタジェネレータ（CG）生成装置から直接、映像を得る、あるいはCG生成装置内に小規模なビデオファイルの機能を持たせたものとなる方向にある。現在、ラジオ放送に用いるオーディオファイルは完成されたものになりつつあり、ラジオの番組バンクシステム、CMバンクシステムなどはすべてこれに統合され、1日分以上の放送を全てオーディオファイルから放送することも可能となっているが、データ量の多い映像を扱うテレビ放送に用いるビデオファイルは、今のところ、このように大量の番組素材を収容できるほどのものとはなっておらず、ビデオファイルは、初期のラジオ放送局のオーディオファイルと同様に、現状、番組バンクシステムやCMバンクシステムの補助的な位置にある。また番組バンクシステム、CMバンクシステムとビデオファイルを併せたシステムも、現在のオーディオファイルの機能性に匹敵するものとはなっておらず、初期のオーディオファイルを用いたラジオ放送システムと同様に、その運用上の制約も多い。ビデオファイルが最終的な目標である「映像音声バンクシステム」となるには、まだしばらくかかる状態にある。
1980年代、ラジオ放送局でオーディオファイル（AF)が用いられるようになった。コンピュータの飛躍的進歩、ハードディスク記憶装置の飛躍的な記憶容量の増加、光磁気ディスク記憶装置の登場などにより、その考え方や基本技術をデータ量の多い映像にも適用することが可能となり、1990年代、「静止画ファイル」として登場した。
例えば民放のテレビCMであれば、そのもっとも基本的なものとして、いわゆる「紙芝居」型のものがあげられる。すなわち数枚の動かない画像（静止画）とコメントから成るものである。過去このCMの放送には「テレシネ」あるいは「テロップ」すなわちテレビ投射映写機（Television Opaque Projector　略してTELOP）と6ミリあるいはカートリッジテープ録音再生装置などが使われ、例えばテロップに所定の「テロップカード」（はがき程度の大きさの紙に絵や文字が描かれたもの。）を装填、テロップの撮像装置によりこれを映像化、同時に再生する6ミリテープなどからの音声（コメント内容）に合わせてテロップカードを順次差し替えていく方法がとられていた。また、番組中にスポンサー名などを表示させる必要がある場合、黒紙にスポンサー名などを白色で描いたテロップカードを用い、これを放送映像にオーバーラップさせ（正確にはスーパーインポーズ（superimpose）、略して「スーパー」ただし主調整室では番組素材の編集作業は行わないので、細かな編集方法による分類は行わず、おおまかに「オーバーラップ」「カットイン（アウト）」「フェードイン（アウト）」といった分け方がされるのが一般的である。）、加えて音声も必要な場合には、6ミリテープなどを同時に再生して放送音声にオーバーラップさせる方法がとられていた。さらに番組の終わりにスタッフ、スポンサー名などが画面の下、右から左に流れる、いわゆる「ロールスーパー」は、横に長い黒紙に白で文字などを描き、これを丸めた「ロール」をテロップにセット、テロップの撮像レンズの前でこの紙を機械的に右から左に送ることにより「流れ」をつくり、これを放送映像にオーバーラップさせる方法がとられていた。これら一連の作業はその時間が短いにもかかわらず複雑であり、ひとつでもその手順や操作を誤ると直ちに放送事故となる。そこであらかじめこれらについてはVTRにより収録、CMについてはCMバンクシステムにできるだけ収容するが、他のものはそのテープを主調整室のVTRで再生して放送内容にオーバーラップさせるなどという方法がとられるようになった。ところがこの場合、少しずつ内容の異なる短いテープをVTRに数多く掛け替えて放送することが必要、主調整室でのテープの掛け替え作業が煩雑となり、この手順ミスなどから放送事故が発生する。このためテロップ、連奏型カートリッジテープ再生装置などを放送本線から簡単に外すことはできず、これらに代わるものの登場が期待されていた。
食連星の質量は、ある程度精度良く質量を推定する手法が確立しているが、ケフェウス座VV星の場合、主星が大量に物質を放出するため、軌道要素が変化してゆき、伴星が円盤に覆われ、距離にも不定性があるので、推定にも幅が出てしまう。分光観測によって軌道を推定する古典的な理論では、主星と伴星が共に太陽の20倍程度の質量を持つと見積もられた。別の説では、1997年の食が予報と違う時期に起きたことに基づき、質量移動で軌道が変わったと仮定して、主星が2.5太陽質量の漸近巨星、伴星が8太陽質量のB型星と予想した。視線速度からは、主星と伴星が同じくらいの質量と考える説が支持されているが、これは星周円盤の影響によるもので、主星と伴星の間で移動する質量を考えると、中質量でかつ質量に差があると考える方が良いとした。A星の角直径は、赤外線の測光データを理論と比較することで、6.38ミリ秒と計算されている。これは、距離が1.5kpcだとすると、別の方法で推定した1,050太陽半径とよく合っている。以前は、太陽半径の1,000倍から1,800倍、或いは20世紀前半には更に大きいとする推定もあったが、軌道と食の観測から、上限は1,900太陽半径であることは確実となった。伴星の大きさは、円盤に覆われているため更に推定が難しい。主星や円盤より小さいことは確実で、軌道の解析からは太陽半径の13倍と見積もられている。温度も、連星であるため簡単には決まらない。有効温度は、球形の黒体を仮定した放射を観測された放射と比較し、そこに重なっているスペクトルの輝線・吸収線も考慮して求める。VV星Aは、M2型超巨星であることは確実で、そのスペクトル分類からはおよそ3,800Kと予想される。VV星Bは円盤に覆われているので、得られるのは円盤の成分が混ざったスペクトルとなる。紫外線の吸収線の測定から、VV星Bは早期のB型星と考えられ、光度から主系列星となるが、主星からの質量移動があるため、異なる可能性もある。通常、このスペクトル型の恒星は、光度が太陽の数万倍、半径は太陽の5-8倍、質量は太陽の15-18倍、表面温度は25,000K程度である。A星は非常に巨大で、大量の物質を放出し、輝線も放射しているが、極超巨星とは考えられていない。Hα輝線は、伴星周りの降着円盤から出ているもので、絶対等級は典型的な赤色超巨星のものである。