Teisel päeval kirjutasin artikli helendavate siniste muutujate (LBV) kohta, milles viidati P Cygni kui väljakujunenud LBV-le, mida rühm võrdles. Enne 8. augustit 1600 polnud täht teada, kui äkki see ilmus, süttides 3. magnituudini. Järgmise saja aasta jooksul jätkasid seda puhangud, tuhmuma ja heledamaks muutuma.
Iisraeli Tehnikainstituudi Amit Kashi tehtud uued uuringud näitavad, et selle äratuse seeria põhjuseks võib olla P Cygni ümbruse orbiidil oleva teise tähe olemasolu. Paljud teised helendavad sinised muutujad, näiteks Eta Carinae, arvatakse olevat binaarsüsteemid. LBV-tähtede ülemäärane heledus raskendab aga tähtede otsest tuvastamist, mida muidu peetakse heledaks. Kashi võtab selle edasi ja soovitab "kõik suuremad LBV pursete käivitavad tähekaaslased". Selle stsenaariumi korral tuli süsteemis väiksem kaaslane oma lähimale lähenemisele (periastron) LBV väliskihid, mis on juba ebastabiilsed ja tähe suuruse tõttu lõdvalt seotud, tõmbejõudude tõttu ära tõmmatud. Koos kaaslasega sulanduv gravitatsioonienergia muundub soojusenergiaks ja see suurendab üldist heledust, kuni see täielikult imendub. Sellise massisiirde põhjus vähendaks kaaslase orbiidi suurust ja põhjustaks järgmise puhangu varem kui siis, kui orbiit oleks konstantne. Kashi soovitab “[t], et tema protsess kordub, kuni ebastabiilsus LBV-s peatub. Orbitaalperiood jääb sellest hetkest enam-vähem stabiilseks, muutudes vaid vähesel määral LBV massikao ja loodete vastasmõju tõttu. "
Oma hüpoteesi kontrollimiseks modelleeris Kashi süsteemi LBV tähega, mille mass oli sarnane P Cygni omaga, ja pani 3 päikeseenergia tähe selle ümber väga ekstsentrilisele orbiidile. Nende lihtsate lähteparameetritega näitas Kashi, et oli võimalik tekitada olukord, kus pursete algus sarnanes periastroni lähenemisele. Ajavahemikul, mis seab kahtluse alla pursete tegeliku alguse, esines siiski teatud ebakindlust. Lisaks kordas Kashi oma mudelit 6 päikeseenergiaga kaaslase jaoks ning näitas, et periastroonide ja pursete sarnasus oli mudeli vastupidavaks muutmiseks endiselt hea.
See jätab siiski paljude mudelite jaoks muutujad piiramatuks ja neid saab mudeli sobilikuks muutmiseks näitlikustada (lisage nali selle kohta, et siin saab kõvera sobitada piisava vabadusastmega lehmale). Kahjuks märgib Kashi, et edasine testimine võib olla keeruline. Nagu varem mainitud, takistaks LBV heledus kaaslase otsest tuvastamist. Isegi kaaslase tuvastamine spektroskoopiliselt oleks keeruline, kui mitte võimatu. Põhjus on see, et P Cygni tuul suurendab selle spektri neeldumisjooni. Kashi mudelisüsteemi puhul pole doppleri nihe kaaslasest piisavalt suur, et muuta jooni rohkem, kui need on juba laiendatud, mis muudaks radiaalse kiiruse muutuse tuvastamise proovikiviks. Ta märgib, et orbiidi liikumisest tingitud radiaalse kiiruse tuvastamise tõenäosus spektraaljoontes on enamikul orbiidil väike, kuid see võib olla võimalik iga 7 aasta järel, kui kaldenurk on piisavalt suur. Seetõttu ennustan, et hääldatud joonte pidev 7-aastane vaatlus võib paljastada väikese doppleri nihke variatsiooni periastroni läbipääsu lähedal. ”
