ケフェウス座VV星
ケフェウス座VV星系の公転周期は20.3年で、主星が伴星を隠す主極小と、伴星を主星を隠す副極小の、両方が発生する。これより周期の長い食変光星は、ぎょしゃ座ε星しか知られていない。主極小の時、伴星は完全に主星の後に隠れてしまい、それが18ヶ月続く。副極小の時は、伴星は主星のほんの一部しか隠さないので、明るさの変化はほとんど検出できない。食のタイミングと長さは周期ごとに変動するが、明るさが徐々に変化するので、正確に食を予報するのは難しい。
ケフェウス座VV星Aは、半規則型変光星であることもわかっており、0.2-0.3等級明るさが変化する。可視光、近赤外線での変光と、紫外線での変光は異なる特徴を示し、紫外線は58日周期、可視光・近赤外線は118.5日周期で変光する。紫外線の変光は、伴星を取り巻く星周円盤が原因、可視光・近赤外線の変光は、主星自身の脈動が原因と考えられる。
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。