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Las variables luminosas azules (LBV) son una clase rara de estrellas extremadamente masivas que se tambalean al borde de ser estables. La inestabilidad de la estrella hace que arroje grandes cantidades de masa incluso durante su breve vida útil de la secuencia principal. Lo que hace que estas estrellas sean tan inestables es una pregunta abierta que ha sido difícil de responder debido a la escasez de LBV conocidos. Dado que la función de masa inicial predice que tales estrellas masivas deberían ser raras, esto no es sorprendente, pero identificar estas estrellas a menudo se hace aún más difícil debido al enrojecimiento causado por sus nebulosas.
Sin embargo, un equipo internacional que trabaja desde Rusia y Sudáfrica propone que la propia nebulosa pueda ayudar a identificar posibles candidatos de LBV. Para probar su hipótesis, escanearon el Spitzer archivos de imágenes para nebulosas con características similares a las de los LBV conocidos. La característica que distinguía las posibles nebulosas LBV de otras nebulosas era la emisión. solamente en las imágenes de 24 µm (probablemente debido al hecho de que las nebulosas no operan como cuerpos negros modelo en tales longitudes de onda, sino que emiten más fuertemente en longitudes de onda específicas debido a la fluorescencia).
En su revisión de las posibles nebulosas, identificaron una conocida como MN112. Para explorar aún más la posibilidad, el equipo tomó espectros de alta resolución de la estrella central. Determinaron que la estrella central tenía fuertes similitudes con el conocido LBV P Cygni. En particular, el candidato LBV mostró líneas de emisión muy fuertes para el hidrógeno y He I justo al lado de las líneas de absorción para los mismos elementos. Esto es causado por regiones de alta presión, ya sea en la atmósfera de la estrella, o cuando el viento más rápido de la estrella interactúa con una nebulosa que se mueve más lentamente a su alrededor. La región de alta presión se vuelve más densa y da líneas de emisión. Como se mueve hacia afuera, está ligeramente desplazado hacia el azul y, por lo tanto, no aparece directamente en la parte superior de la línea de absorción causada por la atmósfera relativamente menos densa. Este momento de la característica se conoce como perfil P Cygni.
Otra característica de identificación de Luminous Blue Variables es que son variables (¡Sorpresa!) De hasta 1-2 magnitudes. El equipo tenía registros de la estrella de placas fotográficas que datan de 1965, así como mediciones CCD más recientes y descubrió que no se había visto que la estrella variara significativamente de una magnitud azul aparente (msi) de 17. Sin embargo, en la región infrarroja, determinaron (usando sus propias observaciones fotométricas) que la estrella se había iluminado 0,4 magnitudes en los últimos 19 años. Aunque esto no alcanza la variabilidad esperada para un LBV, sugieren que "es muy posible que una fracción significativa de LBV (si no todos) atraviesan los largos períodos de reposo (que duran siglos o más; por ejemplo, Lamers 1986) para que la variabilidad rápida (a tiempo
escalas de años a décadas) observadas en la gran mayoría de los LBV clásicos podrían deberse simplemente al efecto de selección ".
Los autores declaran su intención de continuar la observación de este candidato LBV "con la esperanza de que el" pato "" grazne "en el futuro previsible".
