세페우스자리 VV는 적색 초거성 A와 청색 초거성 B로 이루어진 쌍성계이다. 세페우스자리 VV는 맨눈으로 희미하게 보일 수준이지만 사실 성간 구름이 별빛을 상당량 가리고 있기 때문에 어둡게 보이는 것이다. 만약 이 별과 우리 시야 사이를 가리는 것이 없었다면 VV의 밝기는 A가 1.97, B가 2.91로 밤하늘에서 밝게 빛날 것이며, 변광성 기호 대신 바이어 명명법에 따라 제 이름을 받았을 것이고, 사람들에게 애칭을 얻어 오래전부터 불려 왔을 것이다.
세페우스자리 VV A
세페우스자리 VV A는 지금까지 발견된 항성 중 큰개자리 VY와 적색 초거성WOH G64에 이어 세 번째로 큰 항성이었으나, 측정결과가 달라져 예전보다 크기가 조금 줄어있는 상태이다.(큰개자리 VY역시 마찬가지이다.)(세페우스자리 VV A는 극대거성이다). 세페우스자리 VV A의 스펙트럼형은 M2이며, 지름은 태양의 약 1,600-1,900배 정도로 측정되었다. 이 항성이 현재 태양의 위치에 있다고 가정하면, 그 둘레는 목성의 공전궤도를 조금 넘을 정도의 크기가 된다. 세페우스자리 VV A는 태양보다 약 275,000-575,000배 밝다.
세페우스자리 VV A의 질량은 공전의 움직임에서 추정할 때 태양 질량의 약 100배정도이지만, 밝기에 근거해 계산해 보면 태양의 25배 정도의 질량을 갖는 것으로 추측된다. 하지만 많은 적색 극대거성에서 보듯, 성풍이 그 앞을 대략 초속 25킬로미터의 속도로 지나가기 때문에 정확한 질량을 알 수는 없다.
A가 B에 근접할 경우 A는 로슈 한계 내에 존재하게 되며 이는 A로부터 B로 질량이동이 일어나는 원인이 된다. 따라서 A의 모양은 구형(球形)이 아니라 B쪽으로 찌그러진 형태일 것으로 추측된다. 서로의 질량이 한 쪽은 줄어들고 다른 쪽은 늘어나는 만큼, 둘의 공전궤도도 시시각각 변하고 있다.
세페우스자리 VV A는 현재 탄소핵융합을 하고 있으며 그리 멀지 않은 미래 초신성 폭발로 생을 마감할 것이며 블랙홀이 될 것이다.
세페우스자리 VV B
차갑고 거대한 주성 A에 비해 B는 상대적으로 덩치가 작다. 그럼에도 B는 매우 밝고 뜨거운 별로, 지름은 태양의 10배 정도에 광도는 태양의 10만배에 이른다. B의 질량은 태양의 21배이며 수소핵융합을 마치고 헬륨핵융합을 막 시작한 거성이다. 분광형은 B0이며 주계열때는 O8의 분광형을 가진 항성이었을 것이다. A와는 질량 중심을 기준으로 17~34AU의 거리를 보이면서, 20.3년을 1주기로 공전한다. 식(蝕) 현상은 1,300일 정도 지속된다. 식 중에는 별의 전체 밝기가 20퍼센트 정도 줄어든다.
↑ 가나다라마
Bennet, P. D. (2010). “Chromospheres and Winds of Red Supergiants: An Empirical Look at Outer Atmospheric Structure”. 《ASP Conference Series》 425: 181. arXiv:1004.1853. Bibcode:2010ASPC..425..181B.
↑Bauer, W. H.; Bennett, P. D.; Brown, A. (2007). “An Ultraviolet Spectral Atlas of VV Cephei during Total Eclipse”. 《Astrophysical Journal Supplement Series》 171 (1): 249–259. Bibcode:2007ApJS..171..249B. doi:10.1086/514334.
