32 Cygni (32 Cyg, Omicron 2 Cyg, ο 2 Cyg) es la designación de Flamsteed para un sistema estelar binario en la constelación de Cygnus . Es una estrella de cuarta magnitud, que se puede ver a simple vista bajo cielos adecuadamente oscuros . Las mediciones de paralaje dan una distancia estimada de 1.100 años luz (320 parsecs ) de la Tierra. [1] Sin embargo, Schröder et al. (2007) sugieren que el valor real, después de corregir el sesgo de Malmquist , puede estar más cerca de 1.174 años luz (360 parsecs). [8] Aunque es una binaria espectroscópica con componentes que no se pueden separar visualmente, tiene dos entradas en el Catálogo Henry Draper , con magnitudes y posiciones idénticas, pero mostrando los tipos espectrales de las dos componentes. [14]
La letra ο de Bayer se ha aplicado de diversas formas a dos o tres de las estrellas 30, 31 y 32 Cygni. 32 Cygni ha sido designado como ο 2 o ο 3 Cygni. Para mayor claridad, se prefiere utilizar la designación 32 Cygni de Flamsteed en lugar de una de las designaciones de Bayer. [13]
El componente principal de este sistema, 32 Cygni A, tiene una clasificación estelar de K5 Iab, lo que indica que es una estrella supergigante . Su temperatura efectiva de 3.840 K se encuentra en el rango de las estrellas de tipo K, [8] dándole un tono naranja. [15] Esta estrella tiene más de siete veces más que la masa del Sol y la envoltura exterior se ha expandido a unas 184 veces el radio del Sol . [8] Está irradiando 6.600 veces la luminosidad del Sol . [8]
La estrella compañera, 32 Cygni B, es más pequeña que la primaria, con cuatro veces la masa del Sol y tres veces el radio del Sol. [8] Tiene una temperatura efectiva mucho más alta de 16.200 K [12] y está irradiando más de 300 veces la luminosidad del Sol. [8] Esta estrella tiene el tono azul-blanco de una estrella de secuencia principal de estrella B7 .
Las dos estrellas forman un sistema binario eclipsante ( designación de estrella variable : V1488 Cyg) similar a Algol . El plano orbital de las dos estrellas está casi alineado con la línea de visión desde la Tierra, de modo que la estrella gigante eclipsa el componente secundario una vez por órbita. Durante un eclipse, las líneas de emisión se pueden ver en el espectro de este sistema. Estos se originan en el viento estelar que escapa de la estrella gigante. En un volumen alrededor de la estrella B, este viento se ioniza , dando como resultado una región circunestelar H II . [17] La estrella gigante está perdiendo masa a razón de 1,3 × 10−8 veces la masa del Sol por año, o el equivalente a la masa del Sol cada 77 millones de años. [8]
El Catálogo de estrellas dobles de Washington y el Catálogo de componentes de estrellas dobles y múltiples enumeran un compañero visual a 208 "de distancia. Esta estrella es la HD 192933 de clase A de octava magnitud. [18] [19]