V1191 Cygni es la designación de estrella variable para un sistema estelar binario de sobrecontacto en la constelación de Cygnus . [13] Encontrado por primera vez como variable en 1965, es una variable W Ursae Majoris con una magnitud aparente máxima de 10,82. Cae en 0,33 magnitudes durante los eclipses primarios con un período de 0,3134 días, mientras que cae en 0,29 magnitudes durante los eclipses secundarios. [11] La estrella principal, que también es la estrella más fría, parece tener un tipo espectral de F6V, mientras que la secundaria es ligeramente más fría con un tipo espectral de G5V. [4] Con una masa de 1,29 masas solaresy una luminosidad de 2,71 luminosidades solares , es ligeramente más masivo y luminoso que el sol, mientras que el secundario es solo alrededor de 1/10 de masivo y menos de la mitad de luminoso. Con una separación de 2,20 radios solares , la transferencia de masa de alrededor de 2 × 10 −7 masas solares por año desde el secundario al primario es una de las más altas conocidas para un sistema de este tipo. [10]
V1191 Cygni es una variable W UMa de tipo W, [8] lo que significa que el eclipse primario ocurre cuando el componente menos masivo es eclipsado por el componente más grande y más masivo, aunque las masas son inusualmente diferentes para tal sistema. [14] El período actual es muy corto para un sistema de este tipo espectral, lo que sugiere que las estrellas son relativamente pequeñas para su masa y edad, [14] que probablemente sea de unos 3850 millones de años. [12] El período orbital del par aumenta a un ritmo de más de 4 × 10−7 días por año, una de las tasas más rápidas conocidas entresistemas binarios de contacto , [8] probablemente debido a la alta tasa de transferencia de masa. Además del aumento del período, hay un cambio de período cíclico de 0,023 días durante 26,7 años, causado por un tercer cuerpo con una masa de 0,77 masas solares ociclos de actividad magnética . Es probable que la transferencia de masa eventualmente haga que el sistema se convierta en una sola estrella con una tasa de rotación muy alta. [13]