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 avec lequel un groupe a fait des comparaisons. Bien que P Cygni soit un bon exemple de LBV, il possède en soi de nombreuses caractéristiques intéressantes. Avant le 8 août 1600, l'existence de l'étoile n'était pas connue, quand soudain, elle est apparue, s'embrasant à la 3e magnitude. Au cours des cent années suivantes, il a continué à subir des explosions, à s'estomper et à s'éclaircir.
Nouvelle recherche par Amit Kashi de l'Institut israélien de technologie suggère que cette série d'éruptions peut être due à la présence d'une deuxième étoile en orbite autour de P Cygni .Beaucoup d'autres variables bleues lumineuses, telles que Eta Carinae, sont soupçonnées d'être des systèmes binaires. Cependant, la luminosité écrasante des étoiles LBV rend difficile la détection directe d'étoiles qui seraient autrement considérées comme brillantes. Kashi va plus loin et suggère « tous les principaux LBV éruptions sont déclenchés par des compagnons stellaires ». Dans ce scénario, alors qu'un compagnon plus petit du système arrivait à son approche la plus proche (périastrone), les couches externes du LBV, qui sont déjà instables et faiblement liées 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 complètement absorbée. La cause d'un tel transfert de masse réduirait la taille orbitale du compagnon et entraînerait la prochaine explosion plus tôt que si l'orbite était constante. Kashi suggère que « [c]e processus se répète jusqu'à ce que l'instabilité de la LBV s'arrête. À partir de ce moment, la période orbitale reste à peu près stable, ne changeant que très légèrement en raison de la perte de masse du 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 périastrone. Cependant, il y avait quelques incertitudes en raison d'un manque d'enregistrements au cours de la période qui remet en question le véritable début des éruptions. De plus, Kashi a retesté son modèle pour un compagnon de 6 masses solaires et a montré que la similitude entre les périastros et les éruptions était toujours un bon ajustement, ce qui rend le modèle robuste.
Image de Kashi (2009) montrant l'orbite du modèle superposée aux données historiques de la courbe de lumière
Cependant, cela laisse encore de nombreuses variables pour les modèles sans contraintes et pouvant être manipulées pour adapter le modèle (Insérez 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 entravée par la luminosité du LBV. Même détecter un compagnon par spectroscopie serait difficile, voire impossible. La raison en est que le vent de P Cygni provoque un élargissement des raies d'absorption dans ses spectres. Pour le système modèle de Kashi, le décalage Doppler du compagnon n'est pas assez important pour décaler 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 une 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 raies prononcées peut révéler une petite variation de décalage Doppler, proche du passage périastron.