[/rubrik]
Luminous Blue Variables (LBVs) är en sällsynt klass av extremt massiva stjärnor som växer på kanten av att vara stabila. Stjärnans instabilitet får den att slänga stora mängder massa även under den korta livssekvensen i huvudsekvensen. Det som gör dessa stjärnor så instabila är en öppen fråga som har varit svår att svara på, i och med de kända LBV: erna. Med tanke på att den ursprungliga massfunktionen förutspår att sådana massiva stjärnor borde vara sällsynta är detta inte förvånande, men att identifiera dessa stjärnor ofta görs ännu svårare på grund av den rodnad som orsakas av deras nebulosor.
Emellertid föreslår ett internationellt team som arbetar från Ryssland och Sydafrika att nebulosan själv kan hjälpa till att identifiera potentiella kandidater till LBV: er. För att testa deras hypotes skannade de Spitzer bildarkiv för nebulosor med funktioner som liknar de hos kända LBV: er. Funktionen som skilde potentiella LBV-nebulosa från andra nebulosa var emission endast i 24 m-bilderna (troligen på grund av att nebulosor inte fungerar som modell svartkroppar vid sådana våglängder, utan istället avger starkast vid specifika våglängder på grund av fluorescens).
I sin granskning av potentiella nebulosor identifierade de en känd som MN112. För att ytterligare undersöka möjligheten tog teamet högupplösta spektra av den centrala stjärnan. De bestämde att den centrala stjärnan hade starka likheter med den kända LBV P Cygni. Framför allt visade kandidat LBV mycket starka utsläppslinjer för väte och He I bredvid absorptionslinjer för samma element. Detta orsakas av regioner med högt tryck, antingen i stjärnans atmosfär, eller när den snabbare vinden från stjärnan samverkar med en långsammare rörlig nebula runt den. Högtrycksregionen blir tätare och ger utsläppslinjer. Eftersom den rör sig utåt är den något blåskiftad och visas därför inte direkt ovanpå absorptionslinjen orsakad av den relativt mindre täta atmosfären. Denna funktionstid är känd som en P Cygni-profil.
Ett annat kännetecken för ljusa blåvariabler är att de är variabla (överraskning!) Upp till så mycket som 1-2 storlekar. Teamet hade register över stjärnan från fotografiska plattor som går tillbaka så långt som 1965, såväl som nyare CCD-mätningar och fann att stjärnan inte hade visat sig variera signifikant från en uppenbar blå storlek (mB) av 17. I det infraröda området bestämde de emellertid (med hjälp av sina egna fotometriska observationer) att stjärnan hade ljusnat med 0,4 storlekar under de senaste 19 åren. Även om detta underskrider den förväntade variationen för en LBV föreslår de ”det är mycket möjligt att en betydande bråkdel av LBV: er (om inte alla av dem) går igenom de långa vilotiderna (varande århundraden eller mer; t.ex. Lamers 1986) så att den snabba variationen (i tid
vågar från år till decennier) som observerats i de allra flesta klassiska LBV: er kunde bara bero på selektionseffekten. ”
Författarna uppger sin avsikt att fortsätta observation av denna kandidat LBV "i hopp om att" ankan "kommer att" kväva "i överskådlig framtid."
