Pada suatu hari, saya menulis sebuah artikel mengenai Luminous Blue Variables (LBV) yang merujuk kepada P Cygni sebagai LBV yang mapan yang mana kumpulan membuat perbandingan. Sebelum 8 Ogos 1600, bintang itu tidak diketahui ada, ketika tiba-tiba, bintang itu muncul, berkobar ke skala 3. Selama seratus tahun berikutnya, ia terus mengalami ledakan, pudar dan cerah.
Penyelidikan baru oleh Amit Kashi dari Institut Teknologi Israel menunjukkan bahawa siri suar ini mungkin disebabkan oleh kehadiran bintang kedua di orbit sekitar P Cygni. Banyak Pembolehubah Biru Bercahaya lain, seperti Eta Carinae, disyaki sebagai sistem binari. Walau bagaimanapun, kecerahan bintang LBV yang luar biasa menyukarkan pengesanan bintang yang secara langsung dianggap terang. Kashi mengambil ini lebih jauh dan mencadangkan "semua letusan LBV utama dipicu oleh rakan bintang". Dalam senario ini, ketika pendamping yang lebih kecil dalam sistem mendekati pendekatan terdekatnya (periastron) lapisan luar LBV, yang sudah tidak stabil dan terikat longgar kerana ukuran bintang, ditarik keluar kerana daya pasang surut. Tenaga graviti ketika bergabung dengan pendamping diubah menjadi tenaga terma dan ini meningkatkan kecerahan keseluruhan sehingga diserap sepenuhnya. Punca pemindahan massa seperti itu akan mengurangkan ukuran orbit pendamping dan mengakibatkan ledakan berikutnya menjadi lebih cepat daripada jika orbitnya tetap. Kashi mencadangkan "[t] prosesnya berulang sehingga ketidakstabilan dalam LBV berhenti. Sejak saat itu, tempoh orbit tetap stabil, hanya berubah sedikit kerana kehilangan massa dari LBV, dan interaksi pasang surut. "
Untuk menguji hipotesisnya, Kashi memodelkan sistem dengan bintang LBV berjisim yang serupa dengan yang diperkirakan untuk P Cygni dan meletakkan 3 bintang massa suria di orbit yang sangat eksentrik di sekelilingnya. Dengan parameter permulaan yang sederhana ini, Kashi menunjukkan bahawa mungkin untuk menghasilkan situasi di mana permulaan letusan serupa dengan pendekatan periastron. Walau bagaimanapun, terdapat beberapa ketidakpastian kerana kekurangan catatan dalam jangka masa yang meletakkan permulaan sebenar letusan tersebut. Selanjutnya, Kashi menguji semula modelnya untuk pendamping jisim solar 6 dan menunjukkan persamaan antara periastron dan letusan masih sesuai menjadikan model itu kuat.
Walau bagaimanapun, ini masih meninggalkan banyak pemboleh ubah untuk model yang tidak terkawal dan dapat difahami untuk menjadikan model itu sesuai (Masukkan jenaka tentang dapat menyesuaikan kurva dengan lembu dengan tahap kebebasan yang cukup di sini). Malangnya, Kashi menyatakan bahawa ujian selanjutnya mungkin sukar. Seperti yang telah disebutkan sebelumnya, pengesanan langsung teman akan terhambat oleh kecerahan LBV. Bahkan mengesan rakan secara spektroskopi akan menjadi sukar sekiranya tidak mustahil. Sebabnya ialah angin dari P Cygni menyebabkan garis penyerapan dalam spektrumnya melebar. Untuk sistem model Kashi, pergeseran doppler dari pendamping tidak cukup besar untuk menggeser garis lebih banyak daripada yang telah diperluas yang akan menjadikan pengesanan perubahan kecepatan radial sebagai cabaran. Dia mencatat, "kebarangkalian untuk mengesan kecepatan radial akibat gerakan orbit pada garis spektrum kecil untuk sebagian besar orbit, tetapi mungkin terjadi setiap 7 tahun, jika sudut kecenderungan cukup besar. Oleh itu, saya meramalkan bahawa pemerhatian berterusan selama 7 tahun terhadap garis-garis yang jelas dapat menunjukkan variasi pergeseran doppler kecil, dekat dengan laluan periastron. "
