Эта звезда, превосходящая Солнце по диаметру в 2 тыс. раз (её диаметр такой же, как у орбиты Сатурна), видна, однако, только в бинокль. Её блеск составляет 6,5 звёздной величины. Звезда двойная: у красного сверхгиганта класса М имеется спутник — белый гигант класса В9.
В 1936 г. американский астроном Дин Мак-Лафлин установил, что эта звезда — затменно-переменная. Раз в 20 лет происходит затмение белого гиганта красным сверхгигантом, длящееся 16 месяцев. Но ещё до этого открытия выяснилось, что красный сверхгигант представляет собой физическую переменную звезду. Иначе говоря, он изменяет блеск сам по себе, скорее всего за счёт периодических колебаний радиуса звезды.
Кроме того, звезда класса М имеет протяжённую атмосферу, так что ещё до начала затмения белого гиганта в его спектре появляются так называемые хромосферные линии за счёт поглощения света В-звезды в атмосфере М-звезды.
После 1936 г. затмения В-звезды наблюдались каждые 20 лет. По наблюдениям в промежутке между затмениями 1956 и 1976 гг. и во время затмения 1976—1977 гг. удалось уточнить основные параметры этой двойной системы.
По изменениям лучевых скоростей определили расстояние между центрами звёзд — 19 а. е. (как от Солнца до Урана). Массы обеих звёзд примерно одинаковы: по 20 солнечных каждая. Пульсации М-звезды происходят с периодом 150 суток.
Детальный анализ оптических спектральных линий показал, что из М-звезды вырываются газовые потоки, направленные в сторону В-звезды и обтекающие её. Скорость этих потоков достигает 200 км/с
Система VV Цефея — одна из немногих сравнительно ярких звёзд с протяжённой атмосферой и одна из самых крупных среди известных звёзд — представляет большой научный интерес.