L'autre jour, j'ai écrit un article sur les variables bleues lumineuses (LBV) qui faisait référence à P Cygni comme un LBV bien établi auquel un groupe a fait des comparaisons. Avant le 8 août 1600, l'étoile n'était pas connue pour exister, quand soudain, elle est apparue, s'évasant à la 3ème magnitude. Au cours des cent années suivantes, il a continué de subir des explosions, s'estompant et s'éclaircissant.
De nouvelles recherches par Amit Kashi de l'Institut israélien de technologie suggèrent que cette série de fusées éclairantes pourrait être due à la présence d'une deuxième étoile en orbite autour de P Cygni.Beaucoup d'autres variables bleues lumineuses, comme Eta Carinae, sont soupçonnées d'être des systèmes binaires. Cependant, l'éclatante luminosité des étoiles LBV rend difficile la détection directe d'étoiles qui seraient autrement considérées comme brillantes. Kashi va plus loin et suggère que «toutes les éruptions majeures de LBV sont déclenchées par des compagnons stellaires». Dans ce scénario, alors qu'un petit compagnon du système s'approchait le plus près (périastron), les couches extérieures du LBV, qui sont déjà instables et liées de manière lâche en raison de la taille de l'étoile, sont arrachées en raison des forces de marée. L'énergie gravitationnelle lorsqu'elle fusionne avec le compagnon est transformée en énergie thermique, ce qui augmente la luminosité globale jusqu'à ce qu'elle soit entièrement absorbée. La cause d'un tel transfert de masse diminuerait la taille orbitale du compagnon et se traduirait par l'explosion suivante plus tôt que si l'orbite était constante. Kashi suggère «[t] son processus se répète jusqu'à ce que l'instabilité du LBV s'arrête. À partir de ce moment, la période orbitale reste approximativement stable, ne changeant que très légèrement en raison de la perte de masse due au LBV et de l'interaction des marées. »
Pour tester son hypothèse, Kashi a modélisé un système avec une étoile LBV de masse similaire à celle estimée pour P Cygni et a placé une étoile de 3 masses solaires sur une orbite très excentrique autour d'elle. Avec ces paramètres de départ simples, Kashi a montré qu'il était possible de produire une situation dans laquelle le début des éruptions était similaire à l'approche périastron. Cependant, il y avait quelques incertitudes en raison d'un manque d'enregistrements au cours de la période, ce qui remet en cause le véritable début des éruptions. En outre, Kashi a retesté son modèle pour un compagnon de 6 masses solaires et a montré que la similitude entre les périastrons et les éruptions était toujours un bon ajustement rendant le modèle robuste.
Cependant, cela laisse encore de nombreuses variables pour les modèles sans contrainte et pouvant être manipulées pour adapter le modèle (insérer une blague sur la possibilité d'adapter une courbe à une vache avec suffisamment de degrés de liberté ici). Malheureusement, Kashi note que des tests supplémentaires peuvent être difficiles. Comme mentionné précédemment, la détection directe d'un compagnon serait gênée par la luminosité du LBV. Même la détection spectroscopique d'un compagnon serait difficile, voire impossible. La raison en est que le vent de P Cygni provoque l'élargissement des raies d'absorption dans ses spectres. Pour le système de modèle de Kashi, le décalage Doppler par rapport au compagnon n'est pas suffisamment important pour déplacer les lignes plus qu'elles ne sont déjà élargies, ce qui rendrait difficile la détection du changement de vitesse radiale. Il note que «la probabilité de détecter la vitesse radiale due au mouvement orbital dans les raies spectrales est faible pour la majeure partie de l'orbite, mais pourrait être possible tous les 7 ans, si l'angle d'inclinaison est suffisamment grand. Je prédis donc qu'une observation continue de 7 ans de lignes prononcées peut révéler une petite variation de décalage Doppler, proche du passage du périastron. »
