Neulich schrieb ich einen Artikel über Luminous Blue Variables (LBVs), in dem P Cygni als etablierter LBV erwähnt wurde, mit dem eine Gruppe Vergleiche anstellte. Vor dem 8. August 1600 war nicht bekannt, dass der Stern existiert, als er plötzlich auftauchte und auf die 3. Größe aufflammte. In den nächsten hundert Jahren kam es weiterhin zu Ausbrüchen, die verblassten und aufhellten.
Neue Forschungen von Amit Kashi vom Israel Institute of Technology legen nahe, dass diese Reihe von Fackeln möglicherweise auf das Vorhandensein eines zweiten Sterns in der Umlaufbahn um P Cygni zurückzuführen ist. Viele andere leuchtend blaue Variablen wie Eta Carinae sind vermutlich binäre Systeme. Die überwältigende Helligkeit von LBV-Sternen macht es jedoch schwierig, Sterne, die sonst als hell gelten würden, direkt zu erkennen. Kashi geht noch einen Schritt weiter und schlägt vor, dass „alle größeren LBV-Eruptionen von Sternbegleitern ausgelöst werden“. In diesem Szenario werden die äußeren Schichten des LBV, die aufgrund der Größe des Sterns bereits instabil und lose gebunden sind, aufgrund von Gezeitenkräften abgezogen, wenn ein kleinerer Begleiter des Systems am nächsten kommt (Periastron). Die Gravitationsenergie, die mit dem Begleiter verschmilzt, wird in Wärmeenergie umgewandelt, wodurch die Gesamthelligkeit erhöht wird, bis sie vollständig absorbiert ist. Die Ursache eines solchen Stofftransfers würde die Orbitalgröße des Begleiters verringern und dazu führen, dass der nächste Ausbruch früher erfolgt als wenn die Umlaufbahn konstant wäre. Kashi schlägt vor: „[t] sein Prozess wiederholt sich, bis die Instabilität im LBV aufhört. Ab diesem Zeitpunkt bleibt die Umlaufzeit annähernd stabil und ändert sich aufgrund des Massenverlusts durch das LBV und der Gezeitenwechselwirkung nur geringfügig. “
Um seine Hypothese zu testen, modellierte Kashi ein System mit einem LBV-Stern mit einer ähnlichen Masse wie der für P Cygni geschätzten und platzierte einen Stern mit 3 Sonnenmassen in einer stark exzentrischen Umlaufbahn um ihn herum. Mit diesen einfachen Startparametern zeigte Kashi, dass es möglich war, eine Situation zu erzeugen, in der der Beginn von Eruptionen dem Periastron-Ansatz ähnlich war. Es gab jedoch einige Unsicherheiten aufgrund fehlender Aufzeichnungen während des Zeitraums, was den wahren Beginn der fraglichen Eruptionen in Frage stellt. Darüber hinaus testete Kashi sein Modell erneut für einen Begleiter mit 6 Sonnenmassen und zeigte, dass die Ähnlichkeit zwischen Periastrons und Eruptionen immer noch gut zu dem Modell passt.
Dies lässt jedoch immer noch viele Variablen für die Modelle uneingeschränkt und kann herumgespielt werden, um das Modell fit zu machen (Witz darüber einfügen, dass hier eine Kurve an eine Kuh mit genügend Freiheitsgraden angepasst werden kann). Leider stellt Kashi fest, dass weitere Tests schwierig sein können. Wie bereits erwähnt, würde die direkte Erkennung eines Begleiters durch die Helligkeit des LBV behindert. Selbst ein spektroskopischer Nachweis eines Begleiters wäre schwierig, wenn nicht unmöglich. Der Grund ist, dass der Wind von P Cygni bewirkt, dass die Absorptionslinien in seinen Spektren verbreitert werden. Für Kashis Modellsystem ist die Dopplerverschiebung vom Begleiter nicht groß genug, um die Linien stärker zu verschieben, als sie bereits verbreitert sind, was das Erkennen der Änderung der Radialgeschwindigkeit zu einer Herausforderung machen würde. Er stellt fest: „Die Wahrscheinlichkeit, Radialgeschwindigkeit aufgrund von Orbitalbewegungen in Spektrallinien zu erfassen, ist für den größten Teil der Umlaufbahn gering, kann jedoch alle 7 Jahre möglich sein, wenn der Neigungswinkel groß genug ist. Ich gehe daher davon aus, dass eine kontinuierliche 7-jährige Beobachtung ausgeprägter Linien eine kleine Variation der Dopplerverschiebung nahe der Periastronpassage erkennen lässt. “
