วันก่อนฉันเขียนบทความเกี่ยวกับ Luminous Blue Variables (LBVs) ซึ่งอ้างอิงถึง P Cygni ว่าเป็น LBV ที่ได้รับการยอมรับเป็นอย่างดีซึ่งกลุ่มได้ทำการเปรียบเทียบ ก่อนวันที่ 8 สิงหาคม 1600 ดาวฤกษ์ยังไม่ปรากฏว่ามีอยู่เมื่อจู่ ๆ มันก็ปรากฏขึ้น ในอีกร้อยปีข้างหน้ามันก็ยังคงได้รับการระบาดอย่างต่อเนื่องจางหายไปและสดใสขึ้น
การวิจัยใหม่โดย Amit Kashi จากสถาบันเทคโนโลยีแห่งอิสราเอลชี้ให้เห็นว่าเปลวไฟแบบนี้อาจเกิดจากการมีดาวดวงที่สองในวงโคจรรอบ P Cygni หลายตัวแปร Blue Blue เช่น Eta Carinae ถูกสงสัยว่าเป็นระบบเลขฐานสอง อย่างไรก็ตามความสว่างที่ท่วมท้นของดาว LBV ทำให้ยากต่อการตรวจจับดาวโดยตรงซึ่งจะถือว่าสว่าง Kashi ใช้เวลานี้ต่อไปและแนะนำ "การปะทุ LBV ที่สำคัญทั้งหมดถูกเรียกใช้โดยสหายที่เป็นดารา" ในสถานการณ์นี้ในฐานะเพื่อนที่เล็กกว่าในระบบเข้ามาใกล้ชั้น (periastron) ชั้นนอกของ LBV ซึ่งมีความไม่แน่นอนและถูกผูกไว้อย่างแน่นหนาเนื่องจากขนาดของดาวถูกดึงออกเนื่องจากแรงคลื่น พลังงานความโน้มถ่วงเมื่อรวมเข้ากับสหายจะกลายเป็นพลังงานความร้อนและสิ่งนี้จะเพิ่มความสว่างโดยรวมจนกว่าจะถูกดูดซับอย่างเต็มที่ สาเหตุของการถ่ายโอนมวลจะลดขนาดของวงโคจรของสหายและส่งผลให้เกิดการปะทุครั้งต่อไปเร็วกว่าถ้าวงโคจรคงที่ Kashi แนะนำ“ [t] กระบวนการของเขาซ้ำจนกระทั่งความไม่แน่นอนของ LBV หยุดลง จากจุดนั้นในช่วงเวลาการโคจรยังคงมีความเสถียรประมาณเปลี่ยนเพียงเล็กน้อยเนื่องจากการสูญเสียมวลจาก LBV และปฏิสัมพันธ์ระหว่างคลื่น
เพื่อทดสอบสมมติฐานของเขาคาชิได้จำลองระบบที่มีดาว LBV ที่มีมวลใกล้เคียงกันกับค่าที่ประมาณไว้สำหรับ P Cygni และวางดาวมวลสุริยะ 3 ดวงในวงโคจรที่ประหลาด ด้วยพารามิเตอร์การเริ่มต้นง่ายๆเหล่านี้ Kashi แสดงให้เห็นว่าเป็นไปได้ที่จะสร้างสถานการณ์ที่การโจมตีของการปะทุคล้ายกับวิธี periastron อย่างไรก็ตามมีความไม่แน่นอนบางประการเนื่องจากการขาดการบันทึกในช่วงเวลาที่ทำให้เกิดการเริ่มต้นที่แท้จริงของการระเบิดในคำถาม ยิ่งไปกว่านั้น Kashi ได้จำลองแบบจำลองของเขาสำหรับสหายมวลดวงอาทิตย์ 6 ดวงและแสดงความคล้ายคลึงกันระหว่าง periastrons และการปะทุก็ยังคงเป็นแบบที่ดีที่ทำให้แบบจำลองนั้นแข็งแกร่ง
อย่างไรก็ตามสิ่งนี้ยังคงทิ้งตัวแปรหลายอย่างสำหรับแบบจำลองที่ไม่มีข้อ จำกัด และสามารถปรับให้เข้ากับแบบจำลองได้ (แทรกเรื่องตลกเกี่ยวกับความสามารถในการใส่เส้นโค้งให้กับวัวโดยมีระดับความเป็นอิสระเพียงพอที่นี่) น่าเสียดาย Kashi กล่าวว่าการทดสอบเพิ่มเติมอาจเป็นเรื่องยาก ดังที่ได้กล่าวไปแล้วการตรวจจับโดยตรงของคู่หูจะถูกขัดขวางโดยความสว่างของ LBV แม้การตรวจจับสเปคตรัมทางสเปกโทรสโกปีจะเป็นเรื่องยากหากไม่สามารถทำได้ เหตุผลก็คือลมจาก P Cygni ทำให้เส้นการดูดซับในสเปกตรัมนั้นกว้างขึ้น สำหรับระบบโมเดลของ Kashi การเปลี่ยน doppler จากคู่หูนั้นไม่ใหญ่พอที่จะเลื่อนเส้นมากกว่าที่มันกว้างขึ้นซึ่งจะทำให้การตรวจจับการเปลี่ยนแปลงของความเร็วเรเดียลเป็นเรื่องที่ท้าทาย เขาตั้งข้อสังเกตว่า“ ความน่าจะเป็นในการตรวจจับความเร็วของรัศมีเนื่องจากการเคลื่อนที่ของวงโคจรในเส้นสเปกตรัมนั้นมีขนาดเล็กสำหรับวงโคจรส่วนใหญ่ แต่อาจเป็นไปได้ทุก 7 ปีถ้ามุมเอียงมีขนาดใหญ่พอ ดังนั้นฉันจึงคาดการณ์ว่าการสังเกตอย่างต่อเนื่องเป็นเวลา 7 ปีของเส้นที่เด่นชัดอาจเผยให้เห็นการเปลี่ยนแปลงของ doppler เล็ก ๆ ใกล้กับเส้นทาง periastron”
