L'altro giorno, ho scritto un articolo su Luminous Blue Variables (LBVs) che faceva riferimento a P Cygni come un LBV ben consolidato a cui un gruppo ha fatto confronti. Prima dell'8 agosto 1600, non si sapeva che la stella esistesse, quando improvvisamente, apparve, divampando alla terza magnitudine. Nel corso dei successivi cento anni ha continuato a subire esplosioni, sbiadendo e illuminando.
Una nuova ricerca di Amit Kashi dell'Israel Institute of Technology suggerisce che questa serie di razzi potrebbe essere dovuta alla presenza di una seconda stella in orbita attorno a P Cygni. Molte altre variabili blu luminose, come Eta Carinae, sono sospettate di essere sistemi binari. Tuttavia, la straordinaria luminosità delle stelle LBV rende difficile rilevare direttamente stelle che altrimenti verrebbero considerate luminose. Kashi va oltre e suggerisce "tutte le principali eruzioni di LBV sono innescate da compagni stellari". In questo scenario, quando un compagno più piccolo del sistema si avvicinava all'approccio più vicino (periastron), gli strati esterni dell'LBV, che sono già instabili e vagamente legati a causa delle dimensioni della stella, vengono staccati a causa delle forze di marea. L'energia gravitazionale che si fonde con il compagno viene trasformata in energia termica e ciò aumenta la luminosità complessiva fino a quando non viene completamente assorbita. La causa di tale trasferimento di massa ridurrebbe le dimensioni orbitali del compagno e si tradurrebbe in uno scoppio successivo prima che se l'orbita fosse costante. Kashi suggerisce "[t] il suo processo si ripete fino a quando l'instabilità nella LBV si ferma. Da quel momento in poi il periodo orbitale rimane approssimativamente stabile, cambiando solo leggermente a causa della perdita di massa da parte del LBV e dell'interazione delle maree. "
Per testare la sua ipotesi, Kashi ha modellato un sistema con una stella LBV di massa simile a quella stimata per P Cygni e ha messo attorno a sé una stella di 3 masse solari in un'orbita altamente eccentrica. Con questi semplici parametri di partenza, Kashi mostrò che era possibile produrre una situazione in cui l'inizio delle eruzioni era simile all'approccio del periastron. Tuttavia, ci sono state alcune incertezze dovute alla mancanza di registrazioni durante il periodo di tempo che mette in questione il vero inizio delle eruzioni. Inoltre, Kashi ha nuovamente testato il suo modello per un compagno di 6 masse solari e ha mostrato che la somiglianza tra periastroni ed eruzioni era ancora adatta per rendere il modello robusto.
Tuttavia, questo lascia ancora molte variabili per i modelli non vincolati e in grado di essere manipolati per adattarlo al modello (inserire uno scherzo sull'essere in grado di adattare una curva a una mucca con sufficienti gradi di libertà qui). Sfortunatamente, Kashi osserva che ulteriori test potrebbero essere difficili. Come accennato in precedenza, il rilevamento diretto di un compagno sarebbe ostacolato dalla luminosità dell'LBV. Anche rilevare un compagno spettroscopicamente sarebbe difficile se non impossibile. Il motivo è che il vento proveniente da P Cygni provoca l'ampliamento delle linee di assorbimento nei suoi spettri. Per il sistema modello di Kashi, lo spostamento del doppler dal compagno non è abbastanza grande da spostare le linee più di quanto siano già estese, il che renderebbe difficile rilevare il cambiamento della velocità radiale. Egli osserva, "la probabilità di rilevare la velocità radiale a causa del movimento orbitale nelle linee spettrali è piccola per la maggior parte dell'orbita, ma potrebbe essere possibile ogni 7 anni, se l'angolo di inclinazione è abbastanza grande. Pertanto prevedo che un'osservazione continua di 7 anni delle linee pronunciate potrebbe rivelare una piccola variazione di spostamento del doppler, vicino al passaggio del periastrone. "
