先日、P Cygniを、グループが比較する確立されたLBVとして参照するLuminous Blue Variables（LBV）に関する記事を書きました。 1600年8月8日より前は、その星は存在することが知られていませんでしたが、突然、3等にフレアしました。その後の100年間、爆発を続け、色あせと輝きが続いた。
Israel Institute of TechnologyのAmit Kashiによる新しい研究では、この一連のフレアは、P Cygniの周りの軌道に2つ目の星が存在していることが原因である可能性があることが示唆されています。しかし、LBV星の圧倒的な明るさは、そうでなければ明るいと考えられる星を直接検出することを困難にします。 Kashiはこれをさらに進め、「すべての主要なLBV噴火は恒星の仲間によって引き起こされる」と示唆しています。このシナリオでは、システム内の小さなコンパニオンが最も近いアプローチ（ペリアストロン）に来たため、LBVの外層はすでに不安定であり、星のサイズのために緩やかに結合されていましたが、潮汐力によって引き離されました。重力エネルギーが伴侶と融合する際に熱エネルギーに変わり、完全に吸収されるまで全体の明るさが増加します。そのような物質移動の原因は、伴侶の軌道サイズを減少させ、軌道が一定である場合よりも次の爆発がより早くなる結果となるでしょう。 Kashiは次のように提案しています。「彼のプロセスはLBVの不安定さがなくなるまで繰り返されます。その時点以降、軌道周期はほぼ安定したままで、LBVによる質量損失と潮汐相互作用のため、ごくわずかしか変化しません。」
Kashiは彼の仮説をテストするために、P Cygniで推定されたものと同様の質量のLBV星を持つシステムをモデル化し、その周りの高度に偏心した軌道に3つの太陽質量星を配置しました。これらの単純な開始パラメーターを使用して、Kashiは、噴火の開始がペリアストロンアプローチに類似している状況を生成することが可能であることを示しました。しかし、噴火の真の始まりを問題にしている期間中の記録の欠如により、いくつかの不確実性がありました。さらに、カシは6太陽質量コンパニオンのモデルを再テストし、周辺トロンと噴火の間の類似性がモデルの堅牢性を高めるのに適していることを示しました。
ただし、これでもモデルの多くの変数が制約されず、モデルを適合させるためにいじることができます（ここでは、十分な自由度でカーブを牛に適合させることができるという冗談を挿入します）。残念ながら、カシ氏は、これ以上のテストは難しいかもしれないと指摘しています。前述のように、コンパニオンの直接検出は、LBVの明るさによって妨げられます。コンパニオンを分光学的に検出することさえ不可能ではないにしても難しいでしょう。その理由は、P Cygniからの風がそのスペクトルの吸収線を広げるからです。 Kashiのモデルシステムの場合、コンパニオンからのドップラーシフトは、ラインをシフトするほど大きくないため、ラジアル速度の変化の検出が困難になります。 「スペクトル線の軌道運動による半径方向速度を検出する確率は、ほとんどの軌道で小さいですが、傾斜角が十分に大きければ、7年ごとに可能になる可能性があります。したがって、顕著な線を7年間連続して観測すると、ペリアストロン通路に近い、小さなドップラーシフトの変動が明らかになる可能性があると予測しています。」
