Któregoś dnia napisałem artykuł o Luminous Blue Variables (LBV), który odwoływał się do P Cygni jako dobrze ugruntowanej LBV, z którą grupa dokonywała porównań. Przed 8 sierpnia 1600 roku nie było wiadomo, że gwiazda istnieje, kiedy nagle pojawiła się, płonąc do 3 jasności. W ciągu następnych stu lat nadal wybuchał, blakł i rozjaśniał.
Nowe badania Amit Kashi z Israel Institute of Technology sugerują, że ta seria rozbłysków może być spowodowana obecnością drugiej gwiazdy na orbicie wokół P Cygni. Wiele innych jasnych zmiennych niebieskich, takich jak Eta Carinae, jest podejrzewanych o układy podwójne. Jednak przytłaczająca jasność gwiazd LBV utrudnia bezpośrednie wykrywanie gwiazd, które w innym przypadku byłyby uważane za jasne. Kashi idzie dalej i sugeruje, że „wszystkie duże erupcje LBV są wywoływane przez gwiezdnych towarzyszy”. W tym scenariuszu, gdy do jego najbliższego podejścia przybył mniejszy towarzysz układu (periastron), zewnętrzne warstwy LBV, które są już niestabilne i luźno związane ze względu na rozmiar gwiazdy, są odrywane z powodu sił pływowych. Energia grawitacyjna, która łączy się z towarzyszem, zamienia się w energię cieplną, a to zwiększa ogólną jasność, aż do całkowitego pochłonięcia. Przyczyna takiego przeniesienia masy zmniejszyłaby rozmiar orbity towarzysza i spowodowałaby, że następny wybuch był wcześniejszy niż gdyby orbita była stała. Kashi sugeruje, że „[t] jego proces powtarza się, aż ustanie niestabilność w LBV. Od tego momentu okres orbity pozostaje w przybliżeniu stabilny, zmieniając się tylko bardzo nieznacznie z powodu utraty masy z LBV i interakcji pływowych. ”
Aby przetestować swoją hipotezę, Kashi modelował układ z gwiazdą LBV o masie podobnej do oszacowanej dla P Cygni i umieścił gwiazdę o masie 3 Słońca na wysoce ekscentrycznej orbicie wokół niej. Dzięki tym prostym parametrom początkowym Kashi pokazał, że możliwe było stworzenie sytuacji, w której początek erupcji był podobny do podejścia periastronowego. Były jednak pewne niepewności z powodu braku danych w tym okresie, co stawia prawdziwy początek omawianych erupcji. Co więcej, Kashi przetestował swój model pod kątem towarzysza masy 6 Słońca i wykazał, że podobieństwo między periastronami i erupcjami jest nadal dobrym dopasowaniem, dzięki czemu model jest solidny.
Jednak wciąż wiele zmiennych dla modeli jest nieograniczonych i można nimi manipulować, aby dopasować model (wstaw żart o możliwości dopasowania krzywej do krowy z wystarczającą swobodą). Niestety Kashi zauważa, że dalsze testy mogą być trudne. Jak wspomniano wcześniej, bezpośrednie wykrycie towarzysza będzie utrudnione przez jasność LBV. Nawet spektralne wykrycie towarzysza byłoby trudne, jeśli nie niemożliwe. Powodem jest to, że wiatr z P Cygni powoduje rozszerzenie linii absorpcyjnych w jego widmach. W systemie modelowym Kashi przesunięcie dopplerowskie od towarzysza nie jest wystarczająco duże, aby przesunąć linie bardziej niż są już poszerzone, co utrudniłoby wykrycie zmiany prędkości radialnej. Zauważa, że „prawdopodobieństwo wykrycia prędkości radialnej w wyniku ruchu orbitalnego w liniach widmowych jest małe przez większość orbity, ale może być możliwe co 7 lat, jeśli kąt nachylenia jest wystarczająco duży. Dlatego przewiduję, że ciągła 7-letnia obserwacja wyraźnych linii może ujawnić niewielką zmienność przesunięcia dopplerowskiego w pobliżu przejścia periastronu. ”
