天鵝座16

測量出其中最亮的兩顆星的視差作為依巴谷衞星的天體測量任務的一部分。依巴谷衞星測量出天鵝座16 A的視差為47.44毫角秒，而天鵝座16 B的視差為47.14毫角秒。由於這兩顆恆星是相關聯的，因此可以假設它們與地球有着相同的距離，所以視差上的差異是誤差造成的（事實上，當相關的誤差都考慮在內時，視差的範圍是重疊的）。使用A的視差，距離是21.1秒差距；使用B的視差，距離是21.2秒差距。

天鵝座16是一個緊密的三合星系統。其中恆星A和恆星C形成了一個緊密的雙星系統，預計兩者之間的距離為73 AU。目前對由A和C組成的雙星系統的軌道瞭解不多。離恆星A大約860 AU處的第三顆恆星就是恆星B，B相對於A-C雙星系統的軌道是在1999年確定後就沒有更新過（直到2007年6月）：似乎有可能的軌道週期從18,200年至130萬年不等，半長軸的範圍從887 AU到15,180 AU。此外恆星B的軌道傾角在100-160°之間，這與A-C雙星系統的極相反，意味着90°為黃道。

天鵝座16的A星和B星都是類似太陽的黃矮星。兩顆恆星的光譜型為G1.5V和G2.5V，恆星A的温度比太陽略高，恆星B的温度則比太陽略低。該恆星系統最初也在開普勒任務的視野範圍內，開普勒太空望遠鏡收集了精確的恆星光度數據。根據這些測量，星震學模型得出兩顆星的精確質量分別是太陽的1.08和1.04倍，每顆恆星的獨立年齡為70億年左右。該系統還通過干涉測量法進行了觀測，並以測量出兩顆恆星的角直徑。通過角直徑和星震學模型分別得出恆星A和恆星B的半徑為太陽半徑的1.229和1.116。

儘管有着相似的年齡和大概相同的原始成分，但觀測表明這兩顆恆星的成分略有不同。恆星A的鐵丰度是太陽的1.26倍，恆星B則是太陽的1.13倍。恆星A的其他金屬元素的丰度也發現了類似的狀況，主要的金屬元素的丰度比恆星B多了10%。一種可能性認為，這種差異與天鵝座16Bb有關，因為它的形成可能會去除掉天鵝座16B原行星盤中的金屬。然而，另一項研究發現，恆星A和B之間重元素丰度沒有差異。

恆星之間的另一化學差異就是鋰丰度。對系統中恆星的鋰丰度的測量顯示，恆星A的鋰含量至少比恆星B高出4倍。跟太陽相比，恆星A的鋰含量至少高出了1.66倍，而恆星B僅有0.35。一種假設認為在該系統形成後不久就有大約1個地球質量的金屬在恆星B增加，有可能消除了大氣中的鋰。另一種假設認為，恆星A吞噬了一顆木星質量大小的行星，引起了大氣中的鋰含量上升。

1996年，一顆位於偏心軌道上的太陽系外行星被宣佈發現環繞恆星B公轉。行星是麥克唐納天文台和利克天文台通過用徑向速度法進行獨立觀測推斷出的。這顆行星公轉一圈需要799.5天的時間，半長軸為1.69 AU左右。它的偏心率高達0.69，這可能是因恆星A的影響所致。尤其是通過模擬顯示，行星的偏心率在幾千萬年的時間尺度內在低值和高值之間振盪。

跟大多數從地球上觀測到的系外行星一樣，天鵝座16Bb是根據其主恆星徑向速度的變化推斷出來的。當時只給出了行星質量的下限：在這種情況下，大約是木星的1.68倍。2012年，兩位天文學家E. Plavalova和N.A. Solovaya指出穩定的軌道需要大約2.38個木星質量，這將使得它的軌道傾斜45°或135°。

天鵝座16Bb的偏心軌道讓地球大小的系外行星極不可能在恆星的宜居帶上被發現。

對於天鵝座16 B的行星系統而言，只有大約0.3 AU內的塵埃顆粒在100萬年內保持穩定，這留下了短週期行星存在的可能性。對天文學家們來説，觀測已經排除了海王星質量以上的行星的存在。

有一條METI訊息被髮送到天鵝座16的系統。該訊息是通過葉夫帕托里亞RT-70射電望遠鏡發送出去的。這條訊息被名為CosmicCall 1，於1999年5月24日送出，預計將於2069年到達天鵝座16。