Forleden skrev jeg en artikel om Luminous Blue Variables (LBV'er), der henviste til P Cygni som en veletableret LBV, som en gruppe foretog sammenligninger med. Før den 8. august 1600 var det ikke kendt, at stjernen eksisterede, da den pludselig dukkede op og blussede til 3. størrelse. I løbet af de næste hundrede år fortsatte det med at blive udsat for udbrud, falme og lysne.
Ny forskning fra Amit Kashi fra Israel Institute of Technology antyder, at denne serie med fakler kan skyldes tilstedeværelsen af en anden stjerne i kredsløb omkring P Cygni. Mange andre lysende blå variabler, såsom Eta Carinae, mistænkes for at være binære systemer. Imidlertid gør LBV-stjerners overvældende lysstyrke det vanskeligt at direkte registrere stjerner, der ellers ville blive betragtet som lyse. Kashi tager dette videre og antyder, at "alle større LBV-udbrud udløses af stjernekammerater". I dette scenarie, da en mindre ledsager i systemet kom på sin nærmeste tilgang (periastron), trækkes de ydre lag af LBV, som allerede er ustabile og løst bundet på grund af stjernens størrelse, på grund af tidevandskræfter. Tyngdenergien, når den smelter sammen med ledsageren, omdannes til termisk energi, og dette øger den samlede lysstyrke, indtil den er fuldt optaget. Årsagen til en sådan masseoverførsel ville reducere ledsagerens orbitalstørrelse og resultere i, at det næste udbrud var hurtigere end hvis bane var konstant. Kashi foreslår, at [[t] hans proces gentages, indtil ustabiliteten i LBV stopper. Fra dette tidspunkt forbliver orbitalperioden tilnærmelsesvis stabil, og ændrer kun meget lidt på grund af massetab fra LBV og tidevandsinteraktion. ”
For at teste hans hypotese modellerede Kashi et system med en LBV-stjerne med samme masse som det, der blev estimeret for P Cygni, og satte en 3 solmassestjerne i en stærkt excentrisk bane omkring den. Med disse enkle udgangsparametre viste Kashi, at det var muligt at producere en situation, hvor udbruddet var lig med periastron-tilgangen. Der var dog nogle usikkerheder på grund af manglende poster i den periode, der sætter den rigtige begyndelse på de pågældende udbrud. Yderligere testede Kashi sin model for en 6-solsmassemand og viste ligheden mellem periastroner og udbrud var stadig en god pasform, der gjorde modellen robust.
Dette efterlader dog stadig mange variabler for modellerne uden begrænsning og kan fikles med for at få modellen til at passe (Indsæt vittighed om at kunne passe en kurve til en ko med tilstrækkelig frihedsgrader her). Desværre bemærker Kashi, at yderligere testning kan være vanskelig. Som tidligere nævnt ville direkte detektion af en ledsager blive hæmmet af LBV's lysstyrke. Selv det at opdage en ledsager spektroskopisk ville være vanskeligt, hvis ikke umuligt. Årsagen er, at vinden fra P Cygni får absorptionslinjerne i dens spektre til at blive bredere. For Kashis modellsystem er doppler-skiftet fra ledsageren ikke stort nok til at skifte linjer mere, end de allerede er udvidet, hvilket ville gøre detektering af ændringen i radial hastighed til en udfordring. Han bemærker, ”sandsynligheden for at detektere radial hastighed på grund af orbitalbevægelse i spektrale linier er lille for det meste af kredsløbet, men kan være muligt hvert 7. år, hvis hældningsvinklen er stor nok. Jeg forudsiger derfor, at en kontinuerlig syv år lang observation af udtalte linjer kan afsløre en lille variation i dopplerskift, tæt på periastronpassagen. ”
