El otro día, escribí un artículo sobre Luminous Blue Variables (LBV) que hacía referencia a P Cygni como un LBV bien establecido con el que un grupo hizo comparaciones. Antes del 8 de agosto de 1600, no se sabía que la estrella existiera, cuando de repente, apareció, brillando a 3ra magnitud. Durante los siguientes cien años continuó experimentando arrebatos, desvanecimiento y brillo.
Una nueva investigación de Amit Kashi, del Instituto de Tecnología de Israel, sugiere que esta serie de bengalas puede deberse a la presencia de una segunda estrella en órbita alrededor de P. Cygni. Se sospecha que muchas otras variables luminosas azules, como Eta Carinae, son sistemas binarios. Sin embargo, el brillo abrumador de las estrellas LBV hace que sea difícil detectar directamente las estrellas que de otro modo se considerarían brillantes. Kashi lleva esto más lejos y sugiere que "todas las principales erupciones de LBV son provocadas por compañeros estelares". En este escenario, cuando un compañero más pequeño en el sistema se acercó más (periastrón), las capas externas del LBV, que ya son inestables y están unidas libremente debido al tamaño de la estrella, se retiran debido a las fuerzas de marea. La energía gravitacional que se funde con el compañero se convierte en energía térmica y esto aumenta el brillo general hasta que se absorbe por completo. La causa de tal transferencia de masa disminuiría el tamaño orbital del compañero y daría como resultado que el próximo estallido fuera más rápido que si la órbita fuera constante. Kashi sugiere que “[t] su proceso se repite hasta que se detenga la inestabilidad en el LBV. A partir de ese momento, el período orbital permanece aproximadamente estable, cambiando solo muy levemente debido a la pérdida de masa del LBV y la interacción de las mareas ".
Para probar su hipótesis, Kashi modeló un sistema con una estrella LBV de masa similar a la estimada para P Cygni y colocó una estrella de 3 masas solares en una órbita altamente excéntrica a su alrededor. Con estos simples parámetros iniciales, Kashi demostró que era posible producir una situación en la que el inicio de las erupciones fuera similar al enfoque del periastrón. Sin embargo, hubo algunas incertidumbres debido a la falta de registros durante el período de tiempo que pone en duda el verdadero comienzo de las erupciones. Además, Kashi volvió a probar su modelo para un compañero de 6 masas solares y mostró que la similitud entre periastrones y erupciones seguía siendo una buena opción para hacer que el modelo fuera robusto.
Sin embargo, esto todavía deja muchas variables para los modelos sin restricciones y que pueden manipularse para que el modelo se ajuste (inserte una broma sobre la posibilidad de ajustar una curva a una vaca con suficientes grados de libertad aquí). Desafortunadamente, Kashi señala que las pruebas adicionales pueden ser difíciles. Como se mencionó anteriormente, la detección directa de un compañero se vería obstaculizada por el brillo del LBV. Incluso detectar a un compañero espectroscópicamente sería difícil, si no imposible. La razón es que el viento de P Cygni hace que las líneas de absorción en sus espectros se amplíen. Para el sistema modelo de Kashi, el desplazamiento Doppler del compañero no es lo suficientemente grande como para desplazar las líneas más de lo que ya se han ampliado, lo que haría que detectar el cambio en la velocidad radial sea un desafío. Señala que “la probabilidad de detectar la velocidad radial debido al movimiento orbital en las líneas espectrales es pequeña para la mayor parte de la órbita, pero podría ser posible cada 7 años si el ángulo de inclinación es lo suficientemente grande. Por lo tanto, predigo que una observación continua de 7 años de líneas pronunciadas puede revelar una pequeña variación de desplazamiento Doppler, cerca del paso del periastrón ".
