Citā dienā es uzrakstīju rakstu par gaišiem zilajiem mainīgajiem (LBV), kurā bija atsauce uz P Cygni kā vispāratzītu LBV, ar kuru grupa veica salīdzinājumus. Pirms 1600. gada 8. augusta nebija zināms, ka zvaigzne pastāv, kad pēkšņi tā parādījās, uzliesmojot līdz 3. pakāpei. Nākamo simts gadu laikā tas turpināja izjust uzliesmojumus, izbalināt un kļūt gaišāks.
Jaunie Izraēlas Tehnoloģiju institūta Amit Kashi pētījumi liecina, ka šo signālraķešu sērija varētu būt saistīta ar otrās zvaigznes klātbūtni orbītā ap P Cygni. Daudziem citiem gaiši zilajiem mainīgajiem, piemēram, Eta Carinae, tiek uzskatīts, ka tie ir bināras sistēmas. Tomēr LBV zvaigžņu milzīgais spilgtums apgrūtina tieši noteikt zvaigznes, kuras pretējā gadījumā tiktu uzskatītas par spilgtām. Kaši turpina to un ierosina, ka “visus lielākos LBV izvirdumus izraisa zvaigžņu pavadoņi”. Šajā scenārijā, kad mazāks sistēmas biedrs ieradās pēc tuvākās pieejas (periastrona), paisuma un paisuma spēka dēļ LBV ārējie slāņi, kas jau ir nestabili un brīvi saistīti zvaigznes lieluma dēļ, tiek novilkti. Gravitācijas enerģija, saplūstot ar pavadoni, tiek pārvērsta siltumenerģijā, un tas palielina kopējo spilgtumu, līdz tas ir pilnībā absorbēts. Šādas masveida pārnešanas iemesls mazinātu pavadoņa orbītas izmēru un izraisītu nākamo uzliesmojumu ātrāk nekā tad, ja orbīta būtu nemainīga. Kaši norāda, ka [process] atkārtojas, līdz apstājas nestabilitāte LBV. Sākot no šī brīža orbītas periods paliek aptuveni stabils, mainās tikai nedaudz, pateicoties masveida zudumam no LBV un plūdmaiņu mijiedarbībai. ”
Lai pārbaudītu savu hipotēzi, Kaši modelēja sistēmu ar LBV zvaigzni, kuras masa ir līdzīga tai, kas aprēķināta P Cygni, un ap to ievietoja 3 saules masas zvaigzni ļoti ekscentriskā orbītā. Izmantojot šos vienkāršos sākuma parametrus, Kashi parādīja, ka ir iespējams radīt situāciju, kad izvirdumu sākums bija līdzīgs periastrona pieejai. Tomēr bija zināmas neskaidrības, jo laika posmā, kas liek apšaubīt patieso izvirdumu sākumu, trūkst ierakstu. Turklāt Kaši atkārtoti pārbaudīja savu modeli ar 6 saules masas pavadoņiem un parādīja, ka līdzība starp periastroniem un izvirdumiem joprojām ir piemērota, padarot modeli robustu.
Tomēr tas joprojām daudziem modeļiem satur dažādus mainīgos lielumus, kas nav neierobežoti un ar kuriem var bīdīties, lai modelis būtu piemērots (ievietojiet joku par to, ka šeit govij var būt līkne ar pietiekami lielu brīvības pakāpi). Diemžēl Kaši atzīmē, ka turpmāka pārbaude var būt sarežģīta. Kā jau iepriekš minēts, LBV spilgtums kavētu tiešu pavadoņa atrašanu. Pat spektroskopiski noteikt pavadoni būtu grūti, ja pat neiespējami. Iemesls ir tas, ka P Cygni vējš palielina absorbcijas līnijas spektros. Kashi modeļa sistēmā doplera nobīde no pavadoņa nav pietiekami liela, lai līnijas pārvietotu vairāk, nekā tās jau ir paplašinātas, kas radītu izaicinājumu radiālā ātruma izmaiņu noteikšanai. Viņš norāda: “radiālā ātruma noteikšanas varbūtība, kas rodas no orbītas kustības spektrālajās līnijās, orbītas lielākajā daļā ir maza, taču tā varētu būt iespējama ik pēc 7 gadiem, ja slīpuma leņķis ir pietiekami liels. Tāpēc es prognozēju, ka nepārtraukta izteiktu līniju novērošana 7 gadus ilgajā laikā var atklāt nelielu doplera maiņas variāciju tuvu periastrona pārejai. ”
