Vào một ngày khác, tôi đã viết một bài báo về Biến xanh dạ quang (LBV) có liên quan đến P Cygni như là một LBV được thành lập tốt mà một nhóm đã so sánh. Trước ngày 8 tháng 8 năm 1600, ngôi sao không được biết là tồn tại, khi đột nhiên, nó xuất hiện, bùng lên đến độ 3. Trong một trăm năm tiếp theo, nó tiếp tục trải qua các đợt bùng nổ, mờ dần và sáng dần.
Nghiên cứu mới của Amit Kashi thuộc Viện Công nghệ Israel cho thấy loạt pháo sáng này có thể là do sự hiện diện của một ngôi sao thứ hai trên quỹ đạo quanh P Cygni. Nhiều biến số khác của Blue Blue, như Eta Carinae, bị nghi ngờ là hệ nhị phân. Tuy nhiên, độ sáng quá cao của các ngôi sao LBV khiến việc phát hiện trực tiếp các ngôi sao được coi là sáng sẽ khó khăn. Kashi đưa vấn đề này đi xa hơn và gợi ý rằng tất cả các vụ phun trào LBV lớn được kích hoạt bởi các bạn đồng hành sao. Trong kịch bản này, khi một người bạn đồng hành nhỏ hơn trong hệ thống tiếp cận phương pháp gần nhất (periastron), các lớp bên ngoài của LBV, vốn không ổn định và bị ràng buộc lỏng lẻo do kích thước của ngôi sao, bị kéo ra do lực thủy triều. Năng lượng hấp dẫn khi nó hợp nhất với người bạn đồng hành được chuyển thành năng lượng nhiệt và điều này làm tăng độ sáng tổng thể cho đến khi nó được hấp thụ hoàn toàn. Nguyên nhân của việc chuyển khối lớn như vậy sẽ làm giảm kích thước quỹ đạo của người bạn đồng hành và dẫn đến sự bùng nổ tiếp theo sớm hơn nếu quỹ đạo không đổi. Kashi gợi ý rằng [quá trình] của anh ta lặp lại cho đến khi sự bất ổn trong LBV dừng lại. Từ thời điểm đó, thời kỳ quỹ đạo vẫn ổn định, chỉ thay đổi rất ít do mất khối lượng từ LBV và tương tác thủy triều.
Để kiểm tra giả thuyết của mình, Kashi đã mô hình hóa một hệ thống với một ngôi sao LBV có khối lượng tương tự như ước tính cho P Cygni và đặt một ngôi sao khối lượng 3 mặt trời vào quỹ đạo rất lệch tâm xung quanh nó. Với các thông số khởi đầu đơn giản này, Kashi đã chỉ ra rằng có thể tạo ra một tình huống trong đó sự khởi đầu của các vụ phun trào tương tự như phương pháp periastron. Tuy nhiên, có một số điểm không chắc chắn do thiếu hồ sơ trong khoảng thời gian đặt ra sự khởi đầu thực sự của các vụ phun trào. Hơn nữa, Kashi đã kiểm tra lại mô hình của mình cho một người bạn đồng hành 6 khối lượng mặt trời và cho thấy sự tương đồng giữa các tầng và phun trào vẫn là một sự phù hợp tốt làm cho mô hình trở nên mạnh mẽ.
Tuy nhiên, điều này vẫn để lại nhiều biến cho các mô hình không bị giới hạn và có thể được xử lý để làm cho mô hình phù hợp (Chèn trò đùa về việc có thể điều chỉnh đường cong cho một con bò có đủ mức độ tự do ở đây). Thật không may, Kashi lưu ý rằng thử nghiệm thêm có thể khó khăn. Như đã đề cập trước đó, việc phát hiện trực tiếp bạn đồng hành sẽ bị cản trở bởi độ sáng của LBV. Ngay cả việc phát hiện bạn đồng hành bằng quang phổ cũng sẽ khó khăn nếu không nói là không thể. Lý do là gió từ P Cygni làm cho các vạch hấp thụ trong quang phổ của nó bị mở rộng. Đối với hệ thống mô hình Kashi, sự dịch chuyển doppler từ người bạn đồng hành không đủ lớn để dịch chuyển các dòng nhiều hơn mức đã được mở rộng, điều này sẽ khiến việc phát hiện sự thay đổi tốc độ hướng tâm là một thách thức. Ông lưu ý, xác suất phát hiện vận tốc hướng tâm do chuyển động quỹ đạo trong các vạch quang phổ là nhỏ đối với hầu hết quỹ đạo, nhưng có thể sau 7 năm, nếu góc nghiêng đủ lớn. Do đó, tôi dự đoán rằng một quan sát dài 7 năm liên tục của các dòng phát âm có thể cho thấy một biến thể dịch chuyển doppler nhỏ, gần với đoạn periastron.
