Outro dia, escrevi um artigo sobre Variáveis Azul Luminosas (LBVs) que fazia referência a P Cygni como uma LBV bem estabelecida à qual um grupo fazia comparações. Antes de 8 de agosto de 1600, a estrela não era conhecida quando, de repente, apareceu, atingindo a 3ª magnitude. Nos cem anos seguintes, continuou a sofrer explosões, desbotando e iluminando.
Novas pesquisas de Amit Kashi, do Instituto de Tecnologia de Israel, sugerem que esta série de explosões pode ser devida à presença de uma segunda estrela em órbita ao redor de P Cygni. Muitas outras variáveis de luz azul, como Eta Carinae, são sistemas binários. No entanto, o brilho avassalador das estrelas LBV dificulta a detecção direta de estrelas que seriam consideradas brilhantes. Kashi leva isso adiante e sugere que "todas as principais erupções da LBV são desencadeadas por companheiros estelares". Nesse cenário, à medida que um companheiro menor do sistema se aproximava mais (periastron), as camadas externas do LBV, que já são instáveis e pouco ligadas devido ao tamanho da estrela, são arrancadas devido a forças da maré. A energia gravitacional que se funde com o companheiro é transformada em energia térmica e isso aumenta o brilho geral até que seja totalmente absorvido. A causa dessa transferência de massa diminuiria o tamanho orbital do acompanhante e resultaria na explosão seguinte mais cedo do que se a órbita fosse constante. Kashi sugere “[seu] processo se repete até que a instabilidade na LBV pare. Desse ponto em diante, o período orbital permanece aproximadamente estável, mudando apenas levemente devido à perda de massa da LBV e à interação das marés. ”
Para testar sua hipótese, Kashi modelou um sistema com uma estrela LBV de massa semelhante à estimada para P Cygni e colocou uma estrela de massa 3 solar em uma órbita altamente excêntrica ao seu redor. Com esses parâmetros de partida simples, Kashi mostrou que era possível produzir uma situação em que o início das erupções fosse semelhante à abordagem do periastron. No entanto, houve algumas incertezas devido à falta de registros durante o período que coloca o verdadeiro início das erupções em questão. Além disso, Kashi testou novamente seu modelo para um companheiro de 6 massas solares e mostrou que a semelhança entre periastrons e erupções ainda era uma boa opção para tornar o modelo robusto.
No entanto, isso ainda deixa muitas variáveis para os modelos irrestritas e capazes de serem manipuladas para ajustá-lo (insira uma piada sobre ser capaz de ajustar uma curva a uma vaca com graus de liberdade suficientes aqui). Infelizmente, Kashi observa que mais testes podem ser difíceis. Como mencionado anteriormente, a detecção direta de um acompanhante seria dificultada pelo brilho do LBV. Mesmo detectar um acompanhante espectroscopicamente seria difícil, se não impossível. A razão é que o vento de P Cygni faz com que as linhas de absorção em seus espectros sejam ampliadas. Para o sistema modelo de Kashi, o deslocamento do doppler do acompanhante não é grande o suficiente para mudar as linhas mais do que já estão ampliadas, o que tornaria um desafio detectar a mudança na velocidade radial. Ele observa: “a probabilidade de detectar a velocidade radial devido ao movimento orbital nas linhas espectrais é pequena para a maior parte da órbita, mas pode ser possível a cada 7 anos, se o ângulo de inclinação for grande o suficiente. Eu, portanto, prevejo que uma observação contínua de 7 anos de linhas pronunciadas pode revelar uma pequena variação no deslocamento do doppler, próximo à passagem do periastron. ”
