Onlangs schreef ik een artikel over Luminous Blue Variables (LBV's) waarin werd verwezen naar P Cygni als een gevestigde LBV waarmee een groep vergelijkingen maakte. Vóór 8 augustus 1600 was het niet bekend dat de ster bestond, toen hij plotseling verscheen en opflakkerde naar de 3e magnitude. Gedurende de volgende honderd jaar bleef het uitbarstingen ondergaan, vervaagde en werd het helderder.
Nieuw onderzoek door Amit Kashi van het Israel Institute of Technology suggereert dat deze reeks fakkels te wijten kan zijn aan de aanwezigheid van een tweede ster in een baan rond P Cygni.Veel andere lichtgevende blauwe variabelen, zoals Eta Carinae, worden vermoed binaire systemen te zijn. De overweldigende helderheid van LBV-sterren maakt het echter moeilijk om direct sterren te detecteren die anders als helder zouden worden beschouwd. Kashi gaat nog een stap verder en suggereert dat "alle grote LBV-uitbarstingen worden veroorzaakt door stellaire metgezellen". In dit scenario, omdat een kleinere metgezel in het systeem het dichtst in de buurt kwam (periastron), worden de buitenste lagen van de LBV, die al onstabiel en losjes gebonden zijn vanwege de grootte van de ster, afgevoerd vanwege getijdenkrachten. De zwaartekrachtsenergie wanneer deze samengaat met de metgezel, wordt omgezet in thermische energie en dit verhoogt de algehele helderheid totdat deze volledig wordt geabsorbeerd. De oorzaak van een dergelijke massaoverdracht zou de orbitale grootte van de metgezel verkleinen en zou resulteren in een volgende uitbarsting eerder dan wanneer de baan constant was. Kashi suggereert: '[t] zijn proces herhaalt zich totdat de instabiliteit in de LBV stopt. Vanaf dat moment blijft de omlooptijd ongeveer stabiel en verandert deze slechts zeer licht als gevolg van massaverlies door de LBV en getijdeninteractie. ”
Om zijn hypothese te testen, modelleerde Kashi een systeem met een LBV-ster met een vergelijkbare massa als geschat voor P Cygni en plaatste een ster van 3 zonsmassa in een zeer excentrieke baan eromheen. Met deze eenvoudige startparameters toonde Kashi aan dat het mogelijk was om een situatie te produceren waarin het begin van uitbarstingen vergelijkbaar was met de periastron-benadering. Er waren echter enkele onzekerheden als gevolg van een gebrek aan gegevens gedurende de tijdsperiode, wat het echte begin van de uitbarstingen in kwestie plaatst. Bovendien testte Kashi zijn model opnieuw voor een metgezel van 6 zonsmassa en toonde aan dat de overeenkomst tussen periastrons en uitbarstingen nog steeds goed paste, waardoor het model robuust was.
Dit laat echter nog steeds veel variabelen over voor de modellen die onbelemmerd zijn en waarmee kan worden geploeterd om het model passend te maken (grapje invoegen over het kunnen aanpassen van een bocht aan een koe met voldoende vrijheidsgraden hier). Helaas merkt Kashi op dat verder testen moeilijk kan zijn. Zoals eerder vermeld, zou directe detectie van een metgezel worden belemmerd door de helderheid van de LBV. Zelfs het spectroscopisch detecteren van een metgezel zou moeilijk zijn, zo niet onmogelijk. De reden is dat de wind van P Cygni ervoor zorgt dat de absorptielijnen in zijn spectra worden verbreed. Voor Kashi's modelsysteem is de dopplerverschuiving van de metgezel niet groot genoeg om de lijnen meer te verschuiven dan ze al zijn verbreed, wat het detecteren van de verandering in radiale snelheid een uitdaging zou maken. Hij merkt op: “de kans om radiale snelheid te detecteren als gevolg van orbitale beweging in spectraallijnen is klein voor het grootste deel van de baan, maar kan elke 7 jaar mogelijk zijn als de hellingshoek groot genoeg is. Ik voorspel daarom dat een continue 7 jaar durende observatie van uitgesproken lijnen een kleine variatie in dopplerverschuiving kan onthullen, dicht bij de periastronpassage. ”
