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Le variabili blu luminose (LBV) sono una rara classe di stelle estremamente massicce che vacillano al limite della stabilità. L'instabilità della stella fa sì che emetta grandi quantità di massa anche durante la sua breve durata della sequenza principale. Ciò che rende queste stelle così instabili è una domanda aperta a cui è stato difficile rispondere facendo la scarsità di LBV noti. Dato che la funzione di massa iniziale prevede che stelle così massicce dovrebbero essere rare, ciò non sorprende, ma identificare queste stelle è spesso reso ancora più difficile a causa dell'arrossamento causato dalle loro nebulose.
Tuttavia, un team internazionale che lavora dalla Russia e dal Sudafrica propone che la nebulosa stessa possa essere in grado di aiutare a identificare i potenziali candidati di LBV. Per verificare la loro ipotesi, hanno scansionato il Spitzer archivi di immagini per nebulose con caratteristiche simili a quelle di LBV noti. La caratteristica che distingueva le potenziali nebulose LBV dalle altre nebulose era l'emissione solo nelle immagini a 24 m (probabilmente a causa del fatto che le nebulose non funzionano come corpi neri modello a tali lunghezze d'onda, ma invece emettono più fortemente a lunghezze d'onda specifiche a causa della fluorescenza).
Nella loro revisione di potenziali nebulose, hanno identificato uno noto come MN112. Per esplorare ulteriormente la possibilità, il team ha preso spettri ad alta risoluzione della stella centrale. Determinarono che la stella centrale aveva forti somiglianze con il noto LBV P Cygni. In particolare, il candidato LBV ha mostrato linee di emissione molto forti per l'idrogeno e He I proprio accanto alle linee di assorbimento per gli stessi elementi. Ciò è causato da regioni ad alta pressione, sia nell'atmosfera della stella, sia quando il vento più veloce proveniente dalla stella interagisce con una nebulosa che si muove più lentamente attorno ad essa. La regione ad alta pressione diventa più densa e fornisce linee di emissione. Poiché si muove verso l'esterno, è leggermente spostato in blu e quindi non appare direttamente in cima alla linea di assorbimento causata dall'atmosfera relativamente meno densa. Questo periodo di funzionalità è noto come profilo P Cygni.
Un'altra caratteristica identificativa delle variabili blu luminose è che sono variabili (Sorpresa!) Fino a 1-2 magnitudini. Il team aveva registrazioni della stella da lastre fotografiche risalenti al 1965, nonché misurazioni CCD più recenti e ha scoperto che la stella non era stata vista variare in modo significativo da un'apparente magnitudine blu (mB) di 17. Tuttavia, nella regione dell'infrarosso, hanno determinato (usando le proprie osservazioni fotometriche) che la stella si era illuminata di 0,4 magnitudini negli ultimi 19 anni. Anche se questo non è all'altezza della variabilità attesa per un LBV, suggeriscono che "è del tutto possibile che una frazione significativa di LBV (se non tutti) attraversi i lunghi periodi di riposo (che durano secoli o più; ad esempio Lamers 1986) in modo che la rapida variabilità (in tempo
scale da anni a decenni) osservate nella stragrande maggioranza delle LBV classiche potrebbero essere semplicemente dovute all'effetto di selezione. "
Gli autori dichiarano la loro intenzione di continuare l'osservazione di questo candidato LBV "nella speranza che l '" anatra "" caccerà "nel prossimo futuro."
