A doua zi, am scris un articol despre Luminous Blue Variables (LBVs) care făcea referire la P Cygni ca un LBV bine stabilit la care un grup făcea comparații. Înainte de 8 august 1600, steaua nu se știa că există, când dintr-o dată a apărut, trecând la mărimea a 3-a. În următoarele sute de ani a continuat să izbucnească, decolorând și luminând.
Noile cercetări realizate de Amit Kashi de la Institutul Tehnologic din Israel sugerează că această serie de flăcări se poate datora prezenței unei a doua stele pe orbita în jurul lui P Cygni. Multe alte variabile luminoase albastre, precum Eta Carinae, sunt suspectate a fi sisteme binare. Cu toate acestea, luminozitatea copleșitoare a stelelor LBV face dificilă detectarea directă a stelelor care altfel ar fi considerate strălucitoare. Kashi continuă acest lucru și sugerează că „toate erupțiile majore ale VLB sunt declanșate de către tovarășii stelari”. În acest scenariu, întrucât un însoțitor mai mic în sistem a ajuns la cea mai apropiată abordare (periastron), straturile exterioare ale LBV, care sunt deja instabile și ușor legate datorită dimensiunii stelei, sunt scoase din cauza forțelor de maree. Energia gravitațională pe măsură ce se contopește cu tovarășul este transformată în energie termică și crește luminozitatea generală până când este complet absorbită. Cauza unui astfel de transfer de masă ar scădea dimensiunea orbitală a însoțitorului și ar avea ca rezultat următorul izbucnire să fie mai devreme decât dacă orbita ar fi constantă. Kashi sugerează „[t] procesul său se repetă până când încetarea instabilității în LBV. Din acel moment, perioada orbitală rămâne aproximativ stabilă, schimbându-se doar foarte ușor din cauza pierderii de masă din VHB și a interacțiunii mareei. ”
Pentru a-și testa ipoteza, Kashi a modelat un sistem cu o stea LBV de masă similară cu cea estimată pentru P Cygni și a plasat o stea de masă solară 3 într-o orbită extrem de excentrică în jurul său. Cu acești parametri de pornire simpli, Kashi a arătat că este posibil să se producă o situație în care debutul erupțiilor era similar cu abordarea periastronului. Cu toate acestea, au existat unele incertitudini din cauza lipsei de înregistrări în perioada de timp care pune adevăratul început al erupțiilor în discuție. Mai mult, Kashi și-a testat modelul pentru un însoțitor de masă solară de 6 și a arătat că similaritatea dintre periastroni și erupții era încă o formă potrivită, ceea ce făcea modelul robust.
Totuși, acest lucru lasă în continuare multe variabile pentru modelele neconstruite și cu care să poată fi modelat pentru a face modelul să se potrivească (Inserați gluma despre posibilitatea de a potrivi o curbă la o vacă cu suficiente grade de libertate aici). Din păcate, Kashi observă că testarea ulterioară poate fi dificilă. După cum am menționat anterior, detectarea directă a unui însoțitor ar fi împiedicată de luminozitatea LBV. Chiar și detectarea unui însoțitor spectroscopic ar fi dificil dacă nu imposibil. Motivul este că vântul din P Cygni determină lărgirea liniilor de absorbție din spectrele sale. Pentru sistemul de model al lui Kashi, trecerea dopplerului de la însoțitor nu este suficient de mare pentru a schimba liniile mai mult decât sunt deja lărgite, ceea ce ar face ca detectarea schimbării vitezei radiale să fie o provocare. El precizează că „probabilitatea de a detecta viteza radială datorită mișcării orbitale în liniile spectrale este mică pentru cea mai mare parte a orbitei, dar poate fi posibilă la fiecare 7 ani, dacă unghiul de înclinare este suficient de mare. Prin urmare, prezic că o observare continuă de 7 ani a liniilor pronunțate poate releva o mică variație a deplasării dopplerului, aproape de pasajul periastrului. "
