32 Cygni

32 Cygni (32 Cyg, Omicron ² Cyg, ο ² Cyg, ο ³ Cyg) es un sistema estelar binario en la constelación de Cygnus . Es una estrella de cuarta magnitud, visible a simple vista bajo cielos suficientemente oscuros . Las mediciones de paralaje arrojan una distancia estimada de 1000 años luz (307 pársecs ) desde la Tierra. ^{[ 1 ]} Sin embargo, Schröder et al. (2007) sugieren que el valor real, tras corregir el sesgo de Malmquist , podría estar más cerca de 1174 años luz (360 pársecs). ^{[ 6 ]} Aunque se trata de una binaria espectroscópica con componentes que no pueden separarse visualmente, figura en el Catálogo Henry Draper con dos entradas , con magnitudes y posiciones idénticas, pero mostrando los tipos espectrales de las dos componentes. ^{[ 14 ]}    

La letra ο de Bayer se ha aplicado indistintamente a dos o tres de las estrellas 30, 31 y 32 Cygni. 32 Cygni ha sido designada 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 K5  Iab, lo que indica que es una estrella supergigante . Su temperatura efectiva de 3840  K se encuentra dentro del rango de las estrellas de tipo K, ^{[ 6 ]} lo que le da un tono anaranjado. ^{[ 15 ]} Esta estrella tiene más de siete veces la masa del Sol y su envoltura exterior se ha expandido hasta aproximadamente 184 veces el radio del Sol . ^{[ 6 ]} Irradia 6600 veces la luminosidad del Sol . ^{[ 6 ]}

32 Cygni B, la estrella compañera, es tres veces más luminosa que el Sol y cuatro veces más masiva . ^{[ 6 ]} Tiene una temperatura efectiva mucho mayor de 16 200  K ^{[ 12 ]} y está irradiando más de 300 veces la luminosidad del Sol. ^{[ 6 ]} Esta estrella tiene el tono blanco azulado de una estrella de secuencia principal 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 supergigante eclipsa al componente secundario una vez por órbita. Durante un eclipse, se pueden ver líneas de emisión en el espectro de este sistema. Estas se originan en el viento estelar que escapa de la estrella supergigante. En un volumen alrededor de la estrella B, este viento se ioniza , lo que da como resultado una región H II circunestelar . ^{[ 17 ]} La estrella supergigante está perdiendo masa a una tasa de1,3 × 10 ⁻⁸ veces la masa del Sol por año, o el equivalente a la masa del Sol cada 77  millones de años. ^{[ 6 ]}

El Catálogo de Estrellas Dobles de Washington y el Catálogo de Componentes de Estrellas Dobles y Múltiples enumeran una compañera visual a 208" de distancia. Esta estrella es HD 192933, de magnitud 8 y clase A. ^{[ 18 ] [ 19 ]}

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