Пре неки дан сам написао чланак о Сјајним плавим променљивим (ЛБ), у којем се поменуо П Цигни као добро успостављени ЛБВ, са којим је група успоређивала. Пре 8. августа 1600. године, за звезду се није знало да постоји, када се одједном, појавила, полетјела до 3. величине. Током наредних сто година наставио је да се подвргава изливима, бледеном и осветљујућом.
Ново истраживање Амита Касхија са израелског Института за технологију сугерира да је ова серија бљескова можда последица присуства друге звезде у орбити око П Цигни. За многе друге светлосне плаве променљиве, попут Ета Царинае, сумња се да су бинарни системи. Међутим, велика светлост ЛБВ звезда отежава директно откривање звезда које би се иначе сматрале светлим. Касхи ово наставља даље и предлаже да "све веће ерупције ЛБВ-а покрећу звјездани пратиоци". У овом сценарију, као мањи супутник у систему дошао је најближи (периастрон) спољашњи слојеви ЛБВ-а, који су већ нестабилни и слабо везани због величине звезде, повуку се због сила плима. Гравитациона енергија која се спаја са супутником претвара се у термалну енергију и тиме се повећава укупна светлина док се потпуно не апсорбује. Узрок таквог масовног преноса смањио би се орбитална величина пратилаца и резултирало да би следећи испад био бржи него ако би орбита била константна. Касхи предлаже „[т] да се његов процес понавља док се нестабилност ЛБВ-а не заустави. Од тог тренутка орбитални период остаје приближно стабилан, мењајући се врло незнатно због губитка масе од ЛБВ-а и интеракције плима. "
Како би тестирао своју хипотезу, Касхи је моделирао систем са ЛБВ звездом сличне масе као процењен за П Цигни и ставио 3 звезде соларне масе у високо ексцентричну орбиту око ње. С овим једноставним почетним параметрима, Каши је показао да је могуће произвести ситуацију у којој је почетак ерупција био сличан приступу периастрона. Међутим, постојале су неке несигурности због недостатка података током временског периода што доводи у питање истински почетак ерупција. Надаље, Касхи је тестирао свој модел за пратиоца соларне масе 6 и показао да је сличност периастрона и ерупција још увијек добра подлога што модел чини робусним.
Међутим, ово и даље оставља многе варијабле за моделе неограничене и могу се применити да би модел одговарао (Уметните шалу о могућности постављања кривуље на краву са довољно степена слободе). Нажалост, Касхи напомиње да је даље тестирање тешко. Као што је раније поменуто, директна детекција пратиоца би била ометана светлошћу ЛБВ-а. Чак и откривање пратиоца спектроскопски било би тешко ако не и немогуће. Разлог је тај што ветар из П Цигни узрокује ширење апсорпционих линија у његовом спектру. За систем модела Касхи, померање доплера са пратилаца није довољно велико да би померало линије више него што су већ проширене, што би откривање промене радијалне брзине представљало изазов. Он напомиње: „вероватноћа детекције радијалне брзине услед орбиталног кретања у спектралним линијама је мала за већи део орбите, али може бити могућа и сваких 7 година, ако је угао нагиба довољно велик. Стога предвиђам да непрекидно посматрање изражених линија у трајању од 7 година може открити малу варијацију померања доплера, близу пролаза периастрона. "
