Beberapa hari yang lalu, saya menulis sebuah artikel tentang Luminous Blue Variables (LBVs) yang menjadikan referensi ke P Cygni sebagai LBV yang sudah mapan di mana suatu kelompok membuat perbandingan. Sebelum 8 Agustus 1600, bintang itu tidak diketahui keberadaannya, ketika tiba-tiba bintang itu muncul, berkobar hingga ke-3. Selama seratus tahun berikutnya ia terus mengalami ledakan, memudar dan cerah.
Penelitian baru oleh Amit Kashi dari Institut Teknologi Israel menunjukkan serangkaian flare ini mungkin disebabkan oleh kehadiran bintang kedua di orbit sekitar P Cygni. Banyak Variabel Biru Bercahaya lainnya, seperti Eta Carinae, diduga merupakan sistem biner. Namun, kecerahan yang luar biasa dari bintang-bintang LBV membuatnya sulit untuk secara langsung mendeteksi bintang-bintang yang dinyatakan cerah. Kashi mengambil ini lebih jauh dan menyarankan "semua letusan LBV utama dipicu oleh teman bintang". Dalam skenario ini, sebagai pendamping yang lebih kecil dalam sistem datang pada pendekatan terdekatnya (periastron) lapisan luar LBV, yang sudah tidak stabil dan terikat longgar karena ukuran bintang, ditarik keluar karena gaya pasang surut. Energi gravitasi yang bergabung dengan pendamping diubah menjadi energi panas dan ini meningkatkan kecerahan keseluruhan hingga sepenuhnya diserap. Penyebab perpindahan massa seperti itu akan menurunkan ukuran orbital dari pengiring dan menghasilkan ledakan berikutnya lebih cepat daripada jika orbitnya konstan. Kashi menyarankan “[t] prosesnya berulang sampai ketidakstabilan dalam LBV berhenti. Sejak saat itu periode orbital tetap stabil, hanya berubah sedikit karena hilangnya massa akibat LBV, dan interaksi pasang surut. ”
Untuk menguji hipotesisnya, Kashi memodelkan sebuah sistem dengan bintang LBV dengan massa yang sama dengan yang diperkirakan untuk P Cygni dan menempatkan 3 bintang massa matahari di orbit yang sangat eksentrik di sekitarnya. Dengan parameter awal yang sederhana ini, Kashi menunjukkan bahwa adalah mungkin untuk menghasilkan situasi di mana timbulnya erupsi mirip dengan pendekatan periastron. Namun, ada beberapa ketidakpastian karena kurangnya catatan selama periode waktu yang menempatkan awal sebenarnya dari erupsi tersebut dipertanyakan. Selanjutnya, Kashi menguji ulang modelnya untuk pendamping massa matahari 6 dan menunjukkan kesamaan antara periastron dan erupsi masih cocok untuk membuat model yang kuat.
Namun, ini masih menyisakan banyak variabel untuk model yang tidak dibatasi dan dapat dikotak-atik agar modelnya cocok (Masukkan lelucon tentang kemampuan mencocokkan kurva ke sapi dengan derajat kebebasan yang cukup di sini). Sayangnya, Kashi mencatat bahwa pengujian lebih lanjut mungkin sulit. Seperti disebutkan sebelumnya, deteksi langsung seorang teman akan terhambat oleh kecerahan LBV. Bahkan mendeteksi pendamping secara spektroskopi akan sulit jika bukan tidak mungkin. Alasannya adalah bahwa angin dari P Cygni menyebabkan garis serapan dalam spektrumnya melebar. Untuk sistem model Kashi, pergeseran doppler dari rekan tidak cukup besar untuk menggeser garis lebih dari yang sudah diperluas yang akan membuat mendeteksi perubahan dalam kecepatan radial menjadi tantangan. Dia mencatat, “kemungkinan mendeteksi kecepatan radial akibat gerakan orbital dalam garis spektral kecil untuk sebagian besar orbit, tetapi mungkin setiap 7 tahun, jika sudut kemiringan cukup besar. Karena itu saya memperkirakan bahwa pengamatan terus menerus selama 7 tahun pada garis-garis yang diucapkan dapat mengungkapkan variasi pergeseran doppler kecil, dekat dengan bagian periastron. ”
