Toisena päivänä kirjoitin artikkelin Luminous Blue Variables (LBV), jossa viitattiin P Cygniin vakiintuneeksi LBV: ksi, johon ryhmä vertasi. Ennen 8. elokuuta 1600, tähden ei tiedetty olevan olemassa, kun yhtäkkiä se ilmestyi, leimahduksen kolmanteen suuruuteen. Seuraavan sadan vuoden aikana se jatkoi purskeita, häipyi ja kirkastui.
Israelin teknologiainstituutin Amit Kashin uusi tutkimus ehdottaa, että tämä soihdossarja voi johtua toisen tähden esiintymisestä kiertoradalla P Cyginin ympäristössä. Monien muiden valoisien sinisten muuttujien, kuten Eta Carinae, epäillään olevan binaarijärjestelmiä. LBV-tähtien ylivoimainen kirkkaus vaikeuttaa kuitenkin tähtiä, joita muuten pidettäisiin kirkkaina. Kashi vie tätä pidemmälle ja ehdottaa, että "kaikki suuret LBV-purkaukset laukaisevat tähtikavereita". Tässä skenaariossa, kun järjestelmässä pienempi seuralainen tuli lähimpään lähestymistapaansa (periastroniin), LBV: n ulkokerrokset, jotka ovat jo epävakaita ja kiinnittyneet löysästi tähden koon vuoksi, vetäytyvät vuorovesivoimien vuoksi. Painovoimaenergia, kun se sulautuu pariin, muuttuu lämpöenergiaksi ja tämä lisää yleistä kirkkautta, kunnes se on täysin imeytynyt. Tällaisen massansiirron syy vähentäisi seuralaisen kiertoradan kokoa ja johtaisi siihen, että seuraava purkaus olisi aikaisempi kuin jos kiertorata olisi vakio. Kashi ehdottaa, että ”hänen prosessinsa toistuu, kunnes LBV: n epävakaus pysähtyy. Tästä hetkestä lähtien kiertoradan jakso pysyy suunnilleen vakaana, muuttuu vain hyvin vähän johtuen massan menetyksestä LBV: stä ja vuoroveden vuorovaikutuksesta. "
Hypoteesinsa testaamiseksi Kashi mallinoi järjestelmän, jolla oli LBV-tähti, jonka massa oli samanlainen kuin P Cygniin arvioidun, ja asetti 3 aurinkomassatähteen erittäin eksentriseen kiertoradalle sen ympärille. Näillä yksinkertaisilla lähtöparametreilla Kashi osoitti, että oli mahdollista saada aikaan tilanne, jossa purkausten puhkeaminen oli samanlainen kuin periastronin lähestymistapa. Tietyn ajanjakson aikana, joka asettaa purkausten todellisen alun kyseenalaiseksi, oli kuitenkin joitain epävarmuustekijöitä. Lisäksi Kashi toisti mallinsa 6 aurinkomassakumppanille ja osoitti, että periastronien ja purkausten samankaltaisuus oli edelleen hyvä sopivuus, jotta malli olisi vankka.
Tämä jättää kuitenkin monia muuttujia malleille rajoittamattomina ja niiden kanssa voi vihata mallin sopivuuden lisäämiseksi (Lisää vitsi siitä, että käyrä voidaan sovittaa lehmään, jolla on tarpeeksi vapausastetta). Valitettavasti Kashi toteaa, että lisätestaus voi olla vaikeaa. Kuten aikaisemmin mainittiin, LBV: n kirkkaus haittaa seuralaisen suoraa havaitsemista. Jopa seuralaisen havaitseminen spektroskooppisesti olisi vaikeaa, ellei mahdotonta. Syynä on, että P Cygnin tuuli aiheuttaa spektrien absorptiolinjojen laajentamisen. Kashin mallijärjestelmässä doppler-siirtymä seuralaisesta ei ole tarpeeksi suuri siirtämään viivoja enemmän, kuin ne ovat jo laajentuneet, mikä tekisi radiaalinopeuden muutoksen havaitsemisesta haasteen. Hän toteaa, ”todennäköisyys havaita säteilynopeus, joka johtuu kiertoradan liikkeestä spektriviivoissa, on pieni suurimmalle osalle kiertoradalta, mutta se saattaa olla mahdollista joka 7. vuosi, jos kallistuskulma on riittävän suuri. Siksi ennustan, että jatkuva 7 vuoden mittainen havaittujen viivojen havaitseminen saattaa paljastaa pienen doppler-siirtymän variaation lähellä periastronin kulkua. "
