[/podpis]
Luminous Blue Variables (LBV) to rzadka klasa niezwykle masywnych gwiazd, które chwieją się na granicy stabilności. Niestabilność gwiazdy powoduje, że zrzuca ona duże ilości masy nawet podczas swojego krótkiego życia głównej sekwencji. To, co czyni te gwiazdy tak niestabilnymi, to otwarte pytanie, na które trudno było odpowiedzieć, biorąc pod uwagę niedostatek znanych LBV. Biorąc pod uwagę, że początkowa funkcja masy przewiduje, że takie masywne gwiazdy powinny być rzadkie, nie jest to zaskakujące, ale identyfikacja tych gwiazd jest często jeszcze trudniejsza z powodu zaczerwienienia spowodowanego ich mgławicami.
Jednak międzynarodowy zespół pracujący w Rosji i Afryce Południowej proponuje, aby sama mgławica mogła pomóc w identyfikacji potencjalnych kandydatów LBV. Aby przetestować swoją hipotezę, zeskanowali Spitzer archiwa obrazów mgławic o funkcjach podobnych do znanych LBV. Cechą odróżniającą potencjalne mgławice LBV od innych mgławic była emisja tylko na obrazach 24? m (prawdopodobnie z powodu faktu, że mgławice nie działają jako ciała modelowe przy takich długościach fal, ale zamiast tego emitują najsilniej przy określonych długościach fal z powodu fluorescencji).
Podczas przeglądu potencjalnych mgławic zidentyfikowali jedną znaną jako MN112. Aby dalej zbadać tę możliwość, zespół wykonał widma wysokiej rozdzielczości gwiazdy centralnej. Ustalili, że gwiazda centralna ma silne podobieństwo do znanej LBV P. Cygni. Co najważniejsze, kandydat LBV wykazał bardzo silne linie emisji wodoru i He I tuż obok linii absorpcji dla tych samych pierwiastków. Jest to spowodowane regionami wysokiego ciśnienia, albo w atmosferze gwiazdy, albo gdy szybszy wiatr z gwiazdy oddziałuje z wolniej poruszającą się mgławicą wokół niej. Obszar wysokiego ciśnienia staje się bardziej gęsty i tworzy linie emisji. Ponieważ porusza się na zewnątrz, jest nieznacznie przesunięty w kierunku niebieskiego, a zatem nie pojawia się bezpośrednio nad linią absorpcji spowodowaną względnie mniej gęstą atmosferą. Ten czas funkcji jest znany jako profil P Cygni.
Inną cechą identyfikującą Luminous Blue Variables jest to, że są zmienne (Niespodzianka!) Aż do 1-2 wielkości. Zespół zarejestrował gwiazdę z płyt fotograficznych z 1965 r., A także nowsze pomiary CCD i stwierdził, że nie zaobserwowano znacznej różnicy między gwiazdą a pozorną jasnością niebieskiego (mb) z 17. Jednak w obszarze podczerwieni ustalili (na podstawie własnych obserwacji fotometrycznych), że gwiazda rozjaśniła się o 0,4 jasności w ciągu ostatnich 19 lat. Chociaż nie odpowiada to przewidywanej zmienności dla LBV, sugerują, że „jest całkiem możliwe, że znaczna część LBV (jeśli nie wszystkie) przechodzi przez długie okresy spoczynku (trwające wieki lub dłużej; np. Lamers 1986), tak że szybka zmienność (na czas
skale z lat na dziesięciolecia) obserwowane w zdecydowanej większości klasycznych LBV mogą wynikać jedynie z efektu selekcji. ”
Autorzy oświadczają, że zamierzają kontynuować obserwację tego kandydata LBV „w nadziei, że„ kaczka ”będzie„ kwakać ”w najbliższej przyszłości”.
