Kitą dieną aš parašiau straipsnį apie šviečiančius mėlynuosius kintamuosius (LBV), kuriuose buvo užsimenama apie P Cygni kaip gerai nusistovėjusį LBV, su kuriuo grupė palygino. Iki 1600 m. Rugpjūčio 8 d. Žvaigždė nebuvo žinoma, kad staiga ji pasirodė ir pūtė iki 3-iojo dydžio. Per ateinančius šimtą metų jis vis labiau išsiveržė, išblukęs ir pašviesėjęs.
Nauji Izraelio technologijos instituto Amito Kashi tyrimai rodo, kad šios pliūpsnių serijos priežastis gali būti antroji žvaigždė, esanti orbitoje aplink P Cygni. Daugelis kitų šviesiai mėlynos spalvos kintamųjų, tokių kaip Eta Carinae, yra įtariamos dvejetainėmis sistemomis. Tačiau dėl per didelio LBV žvaigždžių ryškumo sunku tiesiogiai nustatyti žvaigždes, kurios kitu atveju būtų laikomos ryškiomis. Kashi pažvelgia į tai dar toliau ir siūlo „visus svarbiausius LBV išsiveržimus sukelia žvaigždžių kompanionai“. Pagal šį scenarijų mažesnis sistemos palydovas artėjo prie artimiausio (periastrono) LBV išorinių sluoksnių, kurie jau yra nestabilūs ir dėl žvaigždės dydžio yra laisvai surišti, dėl potvynio jėgų. Gravitacinė energija, susiliejanti su kompanionu, virsta šilumine energija ir tai padidina bendrą ryškumą, kol ji visiškai absorbuojama. Tokio masinio perkėlimo priežastis sumažintų kompaniono orbitalės dydį ir lemtų, kad kitas išsiveržimas įvyktų anksčiau, nei tuo atveju, jei orbita būtų pastovi. Kashi siūlo „[jo] procesas kartojasi tol, kol LBV nestabilumas sustos. Nuo to laiko orbitos periodas išlieka stabilus, keičiasi tik labai mažai dėl masinio LBV praradimo ir potvynio sąveikos. “
Kad patikrintų savo hipotezę, Kashi sumodeliavo sistemą su LBV žvaigžde, kurios masė yra panaši kaip apskaičiuota P Cygni, ir padėjo 3 saulės masės žvaigždę į labai ekscentrinę orbitą aplink ją. Kashi parodė šiuos paprastus pradinius parametrus, kad buvo įmanoma susidaryti situaciją, kai išsiveržimai būtų panašūs į periastrono požiūrį. Tačiau tam tikru laikotarpiu kilo neaiškumų dėl duomenų trūkumo, dėl kurio kilo tikroji išsiveržimų pradžia. Be to, Kashi pakartotinai pakartojo savo modelį, kuriame yra 6 saulės masės kompanionai, ir parodė, kad periastronų ir išsiveržimų panašumas vis dar buvo tinkamas, todėl modelis buvo tvirtas.
Tačiau tai vis dar palieka daugybę modelių kintamųjų, su kuriais galima nesivaržyti, kad modelis būtų tinkamas (įterpkite pokštą apie tai, kad karvei gali būti pritaikyta kreivė, turinti pakankamai laisvės laipsnių). Deja, Kashi pažymi, kad tolesni bandymai gali būti sunkūs. Kaip minėta anksčiau, tiesioginį kompaniono aptikimą kliudytų LBV ryškumas. Net spektroskopiškai aptikti kompanioną būtų sunku, jei net neįmanoma. Priežastis ta, kad P Cygni vėjas padidina absorbcijos linijas jo spektruose. Kashi modelio sistemoje doplerio poslinkis nuo kompaniono nėra toks didelis, kad linijos būtų perkeltos daugiau, nei jos jau išplėstos, todėl radialinio greičio pokyčio nustatymas būtų iššūkis. Jis pažymi, kad „radiacinio greičio, atsirandančio dėl orbitos judesio spektrinėse linijose, nustatymo tikimybė didžiojoje orbitos dalyje yra maža, tačiau tai gali būti įmanoma kas 7 metus, jei pokrypio kampas yra pakankamai didelis. Todėl prognozuoju, kad nuolat 7 metus trunkantis ryškių linijų stebėjimas gali atskleisti nedidelį Doplerio poslinkio kitimą, artimą periastrono praėjimui. “
