Druhý den jsem napsal článek o proměnných Luminous Blue Variables (LBV), který odkazoval na P Cygni jako na dobře zavedený LBV, se kterým skupina provedla srovnání. Před 8. srpnem 1600 nebylo známo, že by hvězda existovala, když se najednou objevila, vzplala do 3. velikosti. Během příštích sto let pokračoval výbuch, vyblednutí a rozjasnění.
Nový výzkum Amit Kashi z izraelského technologického institutu naznačuje, že tato řada světlic může být způsobena přítomností druhé hvězdy na oběžné dráze kolem P Cygni. Mnoho dalších světelných modulárních proměnných, jako je Eta Carinae, je podezřelých z binárních systémů. Avšak ohromující jas hvězd LBV ztěžuje přímou detekci hvězd, které by jinak byly považovány za jasné. Kashi to posouvá dále a navrhuje, že „všechny hlavní erupce LBV jsou spouštěny hvězdnými společníky“. V tomto scénáři, jak menší společník v systému přišel na jeho nejbližší přístup (periastron), vnější vrstvy LBV, které jsou již nestabilní a volně vázané kvůli velikosti hvězdy, jsou staženy kvůli přílivovým silám. Gravitační energie, která se spojuje se společníkem, je přeměněna na tepelnou energii, což zvyšuje celkový jas, dokud není zcela absorbována. Příčina takového hromadného přenosu by snížila orbitální velikost společníka a vedla by k tomu, že další výbuch bude dříve, než kdyby byla orbita konstantní. Kashi navrhuje „jeho proces se opakuje, dokud se nestabilita v LBV nezastaví. Od této chvíle zůstává orbitální období přibližně stabilní, mění se jen velmi nepatrně v důsledku ztráty hmotnosti z LBV a přílivové interakce. “
Aby testoval svou hypotézu, Kashi vymodeloval systém s hvězdou LBV podobné hmotnosti, jakou se odhaduje pro P Cygni, a kolem ní umístil hvězdu 3 sluneční hmoty na vysoce excentrickou oběžnou dráhu. S těmito jednoduchými počátečními parametry Kashi ukázal, že bylo možné vytvořit situaci, ve které byl nástup erupcí podobný periastronovému přístupu. Existovaly však určité nejistoty kvůli nedostatku záznamů během časového období, které dává skutečný začátek předmětných erupcí. Kromě toho Kashi znovu vyzkoušel svůj model pro 6 společníků solární hmoty a ukázal, že podobnost mezi periastrony a erupcemi byla stále dobrá, takže model byl robustní.
To však stále ponechává mnoho proměnných pro modely neomezené a je možné je ovládat, aby byl model vhodný (vložit vtip o tom, že je možné přizpůsobit křivku kravě s dostatečnou mírou volnosti). Kashi bohužel poznamenává, že další testování může být obtížné. Jak již bylo zmíněno, přímé detekci společníka by ztěžovala jas LBV. Dokonce i odhalení společníka spektroskopicky by bylo obtížné, ne-li nemožné. Důvod je ten, že vítr z P Cygni způsobuje rozšíření absorpčních linií v jeho spektrech. Pro modelový systém Kashi není dopplerovský posun od společníka dostatečně velký, aby posunul čáry více, než jsou již rozšířeny, což by zjišťovalo změnu radiální rychlosti jako výzvu. Poznamenává, že „pravděpodobnost detekce radiální rychlosti v důsledku orbitálního pohybu ve spektrálních liniích je pro většinu orbity malá, ale může být možná každých 7 let, pokud je úhel sklonu dostatečně velký. Proto předpovídám, že nepřetržité sedmileté pozorování výrazných linií může odhalit malou odchylku dopplerovského posunu v blízkosti periastronového průchodu. “
