Másnap írtam egy cikket a világító kék változókról (LBV), amely P Cygni-re hivatkozott, mint egy jól megalapozott LBV-re, amelyet egy csoport összehasonlított. 1600 augusztus 8 előtt nem volt ismert a csillag létezéséről, amikor hirtelen megjelent, és 3. nagyságra felgyulladt. Az elkövetkező száz évben továbbra is kitörések folytak, elhalványultak és felderültek.
Az Amit Kashi, az Izrael Technológiai Intézet új kutatása szerint ez a fáklyasorozat oka lehet egy második csillag jelenléte a P Cygni körüli pályán. Sok más világító kék változó, például az Eta Carinae gyanúja, hogy bináris rendszer. Az LBV csillagok túlnyomó fényessége azonban megnehezíti a csillagok közvetlen észlelését, amelyeket egyébként fényesnek tekintnének. Kashi tovább veszi ezt, és azt sugallja, hogy „az összes nagyobb LBV-kitörést csillagkísérők váltják ki”. Ebben a forgatókönyvben, amikor a rendszer egy kisebb társa közeledett a legközelebbi megközelítéshez (periastron), az LBV külső rétegei, amelyek már instabilok és a csillag mérete miatt lazán kötődnek, az árapályos erők hatására le vannak húzva. A gravitációs energia, amikor beleolvad a társhoz, hőenergiává válik, és ez addig növeli az általános fényerőt, amíg teljesen felszívódik. Az ilyen tömeges átadás oka csökkentené a társ körüli méretét, és azt eredményezné, hogy a következő kitörés hamarabb lenne, mintha a pálya állandó lenne. Kashi azt sugallja, hogy „[a] folyamat megismétlődik, amíg az LBV instabilitása meg nem áll. Ettől a ponttól kezdve a pálya periódusa megközelítőleg stabil marad, csak nagyon kis mértékben változik az LBV tömegvesztesége és az árapály kölcsönhatása miatt. ”
Hipotézisének tesztelésére Kashi modellezett egy olyan rendszert, amelynek LBV csillaga hasonló a P Cygni-ra becsült tömeghez, és egy 3 szoláris tömegcsillagot tett egy erősen excentrikus pályára. Ezekkel az egyszerű kiindulási paraméterekkel Kashi megmutatta, hogy lehetséges egy olyan helyzet kialakítása, amelyben a kitörések kezdete hasonló volt a periastron megközelítéséhez. Bizonyos bizonytalanságok voltak azonban a nyilvántartások hiánya miatt azon időszakban, amely a kitörések valódi kezdetét kérdésessé teszi. Kashi emellett ismételte meg modelljét egy 6 napelemes társ mellett, és kimutatta, hogy a periastronok és a kitörések közötti hasonlóság továbbra is jól illeszkedik a modell robusztusvá tételéhez.
Ez azonban sok változót továbbra is korlátozatlanul hagy a modellek számára, és képesek arra, hogy összekapcsolódjanak a modell illeszkedésével (Helyezzünk be viccet arról, hogy itt egy görbe illeszthető-e elegendő szabadságú tehénhez). Kashi sajnos megjegyzi, hogy a további tesztelés nehéz lehet. Mint korábban említettük, a társ közvetlen észlelését akadályozná az LBV fényereje. Még a társ spektroszkópos felismerése is nehéz, ha nem lehetetlen. Ennek oka az, hogy a P Cygni széléből a spektrum abszorpciós vonalai kiszélesednek. Kashi modellrendszerében a doppler eltolódása a társtól nem elég nagy ahhoz, hogy a vonalakat jobban eltolja, mint amennyire már kibővítették, ami kihívást jelenthet a sugárirányú sebesség változásának észlelése. Megjegyzi: „A spektrális vonalak körüli mozgás miatti sugársebesség észlelésének valószínűsége a pálya nagy részén kicsi, de ez lehetséges 7 évente, ha a dőlésszög elég nagy. Ezért azt jósolom, hogy a kifejezett vonalak folyamatos, 7 éven át tartó megfigyelése kicsi doppler-eltolódást deríthet fel, közel a periastron áthaladásához. "
