다른 날, 나는 그룹이 비교 한 잘 확립 된 LBV로서 P Cygni를 참조한 Luminous Blue Variables (LBV)에 관한 기사를 썼습니다. 1600 년 8 월 8 일 이전에는 별이 존재하는 것으로 알려지지 않았는데 갑자기 나타 났을 때 3 등이되었다. 향후 수백 년 동안 계속해서 폭발이 일어나고 밝아졌습니다.
이스라엘 공과 대학의 아 미트 카시 (Amit Kashi)의 새로운 연구에 따르면이 일련의 플레어는 P Cygni 주변의 궤도에 두 번째 별이 존재하기 때문일 수 있습니다. 그러나 LBV 별의 압도적 인 밝기는 그렇지 않으면 밝은 것으로 간주되는 별을 직접 감지하기 어렵게 만듭니다. 카시는 이것을 더 취해“모든 주요 LBV 분화는 별의 동반자에 의해 유발된다”고 제안한다. 이 시나리오에서 시스템의 작은 동반자가 가장 근접한 접근 (periastron)에 도달함에 따라 LBV의 외부 레이어 (별 크기로 인해 이미 불안정하고 느슨하게 묶여 있음)는 조력으로 인해 제거됩니다. 컴패니언과 병합 될 때의 중력 에너지는 열 에너지로 바뀌어 완전히 흡수 될 때까지 전체 밝기가 증가합니다. 이러한 대량 이동의 원인은 동반자의 궤도 크기를 감소시키고 궤도가 일정 할 때보 다 다음 폭발이 더 빨리 발생하게합니다. 카시는“LBV의 불안정성이 멈출 때까지 프로세스가 반복된다고 제안한다. 이 시점부터 궤도 구간의 LBV의 질량 손실과 조석 상호 작용으로 인해 약간만 변하는 궤도는 거의 안정적으로 유지됩니다.”
그의 가설을 테스트하기 위해 카시는 P Cygni에 대해 추정 된 것과 비슷한 질량의 LBV 별을 가진 시스템을 모델링하고 3 개의 태양 질량 별을 그 주위의 매우 편심 궤도에 배치했습니다. 이러한 간단한 시작 매개 변수를 통해 Kashi는 분출이 페리 아스 트론 방식과 유사한 상황을 생성 할 수 있음을 보여주었습니다. 그러나,이 기간 동안 기록의 부족으로 인해 일부 불확실성이 있었으며, 이로 인해 분화가 실제로 시작되었다. 또한 Kashi는 6 태양 질량 동반자에 대한 그의 모델을 다시 테스트했으며, 페리 아스 트론과 분화 사이의 유사성이 모델을 강력하게 만드는 데 여전히 적합하다는 것을 보여주었습니다.
그러나 여전히 모델에 대한 많은 변수가 제약을받지 않고 모델을 적합하게 만들 수 있습니다. 불행히도 카시는 추가 테스트가 어려울 수 있다고 지적했다. 앞에서 언급했듯이 LBV의 밝기로 인해 컴패니언을 직접 감지하는 데 방해가됩니다. 분 광적으로 동반자를 감지하는 것조차 불가능하지는 않지만 어려울 것입니다. 그 이유는 P Cygni의 바람으로 인해 스펙트럼의 흡수선이 넓어지기 때문입니다. 카시의 모델 시스템의 경우, 컴패니언의 도플러 편이는 이미 넓어진 것보다 선을 편이하기에 충분히 크지 않기 때문에 방사형 속도의 변화를 감지하기가 어렵습니다. 그는“스펙트럼 라인에서 궤도 운동으로 인한 반경 방향 속도를 탐지 할 확률은 대부분의 궤도에서 작지만 경사각이 충분히 크면 7 년마다 가능할 수 있습니다. 따라서, 뚜렷한 선을 7 년 동안 지속적으로 관찰하면 페리아 트론 통과에 가까운 작은 도플러 편이 변화가 나타날 수 있다고 예측했다.”
