Förra dagen skrev jag en artikel om Luminous Blue Variables (LBV) som hänvisade till P Cygni som en väletablerad LBV som en grupp gjorde jämförelser med. Innan den 8 augusti 1600 var inte stjärnan känd för att existera, när den plötsligt dök upp och blossade till 3: e storleken. Under de närmaste hundra åren fortsatte det att ha genomgått utbrott, blekna och ljusna.
Ny forskning från Amit Kashi från Israel Institute of Technology antyder att denna serie av blossar kan bero på närvaron av en andra stjärna i omloppsbana runt P Cygni. Många andra lysande blå variabler, som Eta Carinae, misstänks vara binära system. Men den överväldigande ljusstyrkan hos LBV-stjärnor gör det svårt att direkt upptäcka stjärnor som annars skulle kunna betraktas som ljusa. Kashi tar detta vidare och föreslår att "alla stora LBV-utbrott utlöses av stellar-följeslagare". I det här scenariot, när en mindre följeslagare i systemet kom på sitt närmaste tillvägagångssätt (periastron), dras de yttre lagren av LBV, som redan är instabila och löst bundna på grund av stjärnans storlek, på grund av tidvattenkrafter. Tyngdkraften när den smälter samman med kameran förvandlas till värmeenergi och detta ökar den totala ljusstyrkan tills den är helt absorberad. Orsaken till en sådan massöverföring skulle minska följeslagets omloppsstorlek och resultera i att nästa utbrott skulle vara förr än om bana var konstant. Kashi föreslår ”[t] hans process upprepas tills instabiliteten i LBV stannar. Från denna punkt förblir omloppsperioden ungefär stabil och förändras endast mycket lite på grund av massförlust från LBV och tidvatteninteraktion. "
För att testa hans hypotes modellerade Kashi ett system med en LBV-stjärna med liknande massa som beräknas för P Cygni och satte en 3 solmassastjärna i en mycket excentrisk bana runt den. Med dessa enkla startparametrar visade Kashi att det var möjligt att producera en situation där utbrottet var liknande periastronmetoden. Det fanns emellertid vissa osäkerheter på grund av brist på poster under den tidsperiod som sätter den verkliga början på utbrottet i fråga. Dessutom testade Kashi sin modell för en 6 solmassamasspelare och visade att likheten mellan periastroner och utbrott var fortfarande en god passform som gjorde modellen robust.
Men detta lämnar fortfarande många variabler för modellerna obegränsade och kan tappas med för att få modellen att passa (Lägg in skämt om att kunna passa en kurva till en ko med tillräckligt med frihetsgrader här). Tyvärr konstaterar Kashi att ytterligare tester kan vara svåra. Som tidigare nämnts skulle direkt upptäckt av en följeslagare hindras av LBV: s ljusstyrka. Till och med att upptäcka en följeslagare spektroskopiskt skulle vara svårt om inte omöjligt. Anledningen är att vinden från P Cygni gör att absorptionslinjerna i dess spektra breddas. För Kashis modellsystem är dopplerförskjutningen från följeslagaren inte tillräckligt stor för att skifta linjerna mer än de redan har breddats, vilket skulle göra detektering av förändringen i radiell hastighet till en utmaning. Han konstaterar, ”sannolikheten för att detektera radiell hastighet på grund av orbitalrörelse i spektrallinjer är liten för större delen av banan, men kan vara möjlig vart sjätte år, om lutningsvinkeln är tillräckligt stor. Jag förutspår därför att en kontinuerlig 7-årig observation av uttalade linjer kan avslöja en liten variation i dopplerförskjutning, nära periastronpassagen. ”
