Forleden skrev jeg en artikkel om Luminous Blue Variables (LBVs) som refererte til P Cygni som en veletablert LBV som en gruppe gjorde sammenligninger med. Før 8. august 1600 var ikke stjernen kjent for å eksistere, da den plutselig dukket opp og blusset til 3. størrelse. I løpet av de neste hundre årene fortsatte det å gjennomgå utbrudd, falme og lysne.
Ny forskning fra Amit Kashi fra Israel Institute of Technology antyder at denne serien med fakler kan skyldes tilstedeværelsen av en andre stjerne i bane rundt P Cygni. Mange andre lysende blå variabler, som Eta Carinae, mistenkes å være binære systemer. Imidlertid gjør den overveldende lysstyrken til LBV-stjerner det vanskelig å oppdage stjerner som ellers ville blitt ansett som lyse. Kashi tar dette videre og antyder at "alle store LBV-utbrudd blir utløst av stjerners ledsagere". I dette scenariet, da en mindre følgesvenn i systemet kom på sin nærmeste tilnærming (periastron), trekkes de ytre lagene av LBV, som allerede er ustabile og løst bundet på grunn av stjernens størrelse, på grunn av tidevannskrefter. Gravitasjonsenergien når den smelter sammen med ledsageren blir omgjort til termisk energi, og dette øker den totale lysstyrken til den er fullstendig absorbert. Årsaken til en slik masseoverføring ville redusere ledsagerens omkretsstørrelse og føre til at neste utbrudd ble raskere enn om bane var konstant. Kashi foreslår at [[t] prosessen hans gjentas til ustabiliteten i LBV stopper. Fra det tidspunktet forblir baneperioden tilnærmet stabil, og endrer seg bare veldig lite på grunn av massetap fra LBV og tidevannsinteraksjon. ”
For å teste hypotesen, modellerte Kashi et system med en LBV-stjerne med lignende masse som estimert for P Cygni og satte en 3 solmasse stjerne i en svært eksentrisk bane rundt den. Med disse enkle startparametrene, viste Kashi at det var mulig å produsere en situasjon der utbruddet av utbrudd var lik periastron-tilnærmingen. Imidlertid var det noen usikkerheter på grunn av mangel på registreringer i tidsperioden som gir den sanne begynnelsen på de aktuelle utbruddene. Videre testet Kashi sin modell for en 6 ledsager av solmasse og viste at likheten mellom periastroner og utbrudd fortsatt var god passform for å gjøre modellen robust.
Dette etterlater imidlertid mange variabler for modellene uten begrensning og kan fikles med for å få modellen til å passe (Sett inn vits om å kunne passe en kurve til en ku med nok frihetsgrader her). Dessverre bemerker Kashi at ytterligere testing kan være vanskelig. Som tidligere nevnt, ville direkte deteksjon av en følgesvenn bli hemmet av lysstyrken til LBV. Selv å oppdage en ledsager spektroskopisk ville være vanskelig om ikke umulig. Årsaken er at vinden fra P Cygni får absorpsjonslinjene i sine spektre til å utvides. For Kashis modellsystem er ikke doppler-skiftet fra ledsageren stort nok til å skifte linjene mer enn de allerede er utvidet, noe som vil gjøre detektering av endring i radial hastighet til en utfordring. Han bemerker, “sannsynligheten for å oppdage radial hastighet på grunn av orbital bevegelse i spektrale linjer er liten for det meste av bane, men kan være mulig hvert 7. år, hvis helningsvinkelen er stor nok. Jeg spår derfor at en kontinuerlig syv år lang observasjon av uttalte linjer kan avsløre en liten variasjon i dopplerforskyvning, nær periastronpassasjen. ”
