仙王座VV，也稱為HD 208816，是在仙王座的一顆食聯星系統，距離地球大約5,000光年。它是B(e)星，也是殼層星。
仙王座VV是已知週期第二長的食聯星。當一顆紅超巨星的伴星很靠近它的洛希瓣時，若後者是一顆藍色的主序星，就會有一些紅超巨星在軌道的物質流向藍色的伴星，使這顆炙熱的伴星被一個巨大的物質圓盤遮住。這顆主星被稱為仙王座VV A的超巨星，儘管其大小還不確定，但現在已被認為是銀河系中已知最大的恆星之一。目前最佳的估計大小是，幾乎和木星軌道一樣大。
變異性
美國天文學家在1936年發現仙王座VV是一個食聯星的事實。在20.3年的軌道週期上，仙王座VV會經歷主星食和副星食。主星食會完全遮住炙熱的伴星，持續的時間將近18個月。副星食因為只遮蔽了溫度較低的主星一小部分，光度降低得非常少，以至還測不出其光度的改變，主要的長波變化週期是118.5天。短波長的變化被認為是由圍繞著熱伴星的圓盤引起的，而主要的變化是紅超巨星的脈動引起的。據推測，伴星周圍的圓盤會產生這樣的亮度變化。
光譜
仙王座VV的光譜可以分解成兩個主要成分，一個來自冷的超巨星，另一個次被炙熱圓盤環繞的熱且小的伴星。圍繞在伴星周圍的物質產生發射線，包含[FeII]禁線帶，是由圍繞在恆星周圍的星周盤引起的。由於一個狹窄的中心吸收成分引起，使氫的發射線是雙峰的。這是由於看到的圓盤幾乎以側面朝向我們，攔截了來自恆星連續輻射的光譜。這是殼層星的特徵。
在主星食的期間，特別是在熱半星及其圓盤產生的紫外線波長最強烈的時候，光譜會劇烈的變化。當圓盤的一部分被來自恆星的連續體阻擋時，帶有某些發射線的典型B光譜，會被有數千條發射線所控制的光譜取代。當進入和離開的過程中，當靠近恆星的圓盤一側或另一側變得可見，而另一側仍然被食時，發射線的輪廓會發生變化。
距離
仙王座VV A
作為主星的仙王座VV A是一顆紅特超巨星，它的直徑為太陽的1600～1900多倍，比土星軌道還要大，是人們迄今已知的恆星中，體積第三大的。其確實的質量不明，但從軌道的動態來推測，不超過100倍太陽質量；從光度推測，則不超過25~40倍太陽質量。它的光譜分類為M2，光度是太陽的275,000～575,000倍。物質正從仙王座VV A噴發而出，流向其伴星仙王座VV B。
仙王座VV B
是仍處於主序階段的藍色伴星，與主星距離16～25天文單位，每20年繞主星公轉一週。仙王座VV B的光譜分類為B0，其直徑為太陽直徑的10倍，釋出的光度為太陽的10萬倍。
參見
*巨大恆星列表
*仙王座
注釋
參考資料
外部連結
*[http://www.space.com/scienceastronomy/aas_largest_stars_050110.html Space.Com]
*[http://www.universetoday.com/am/publish/three_largest_stars.html Universe Today]
*[http://jumk.de/astronomie/big-stars/vv-cephei.shtml VV Cephei] at Kempten observatory
*Aladin [http://aladin.u-strasbg.fr/alapre.pl?-c=21+56+39.144+%2B63+37+32.01&button=N%26B image] of VV Cephei
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