[/ paraksts]
Gaismas zilie mainīgie (LBV) ir reti sastopama ārkārtīgi masīvu zvaigžņu klase, kas stiepjas pa stabilitātes malu. Zvaigznes nestabilitāte liek tai izmest lielu daudzumu masas pat īsās galvenās secības laikā. Tas, kas padara šīs zvaigznes tik nestabilas, ir atklāts jautājums, uz kuru ir grūti atbildēt, ņemot vērā zināmo LBV trūkumu. Ņemot vērā to, ka sākotnējā masas funkcija paredz, ka šādām masīvām zvaigznēm vajadzētu būt reti, tas nav pārsteidzoši, taču šo zvaigžņu identificēšana bieži ir vēl grūtāka to miglāju izraisītā sarkanuma dēļ.
Tomēr starptautiska komanda, kas strādā no Krievijas un Dienvidāfrikas, ierosina, ka pats miglājs varētu palīdzēt identificēt potenciālos LBV kandidātus. Lai pārbaudītu savu hipotēzi, viņi skenēja Spicers miglāju attēlu arhīvi ar funkcijām, kas līdzīgas zināmajiem LBV. Īpašība, kas atšķir potenciālos LBV miglājus no citiem miglājiem, bija emisija tikai 24 m attēlos (iespējams, sakarā ar to, ka miglāji šādos viļņu garumos nedarbojas kā modeļa melnās struktūras, bet gan fluorescences dēļ visstiprāk izstaro noteiktos viļņu garumos).
Pārskatot potenciālos miglājus, viņi identificēja vienu, kas pazīstams kā MN112. Lai sīkāk izpētītu iespēju, komanda paņēma centrālās zvaigznes augstas izšķirtspējas spektrus. Viņi noteica, ka centrālajai zvaigznei ir izteiktas līdzības ar zināmo LBV P Cygni. Vissvarīgākais ir tas, ka kandidāts LBV parādīja ļoti spēcīgas ūdeņraža emisijas līnijas, un He es tieši blakus absorbcijas līnijām tiem pašiem elementiem. To izraisa augsta spiediena reģioni vai nu zvaigznes atmosfērā, vai arī tāpēc, ka straujāks zvaigznes vējš mijiedarbojas ar lēnāk pārvietojošos miglāju ap to. Augstspiediena reģions kļūst blīvāks un dod emisijas līnijas. Tā kā tas virzās uz āru, tas ir nedaudz zilā krāsā un tādējādi neparādās tieši absorbcijas līnijas augšpusē, ko rada relatīvi mazāk blīvā atmosfēra. Šis funkcijas laiks ir pazīstams kā P Cygni profils.
Vēl viena gaiši zilo mainīgo pazīme ir tā, ka tie ir mainīgi (Pārsteidz!) Līdz pat 1-2 magnitūdām. Komandai bija ieraksti par zvaigznīti no fotogrāfiju plāksnēm, kas datēti ar 1965. gadu, kā arī jaunāki CCD mērījumi, un tika atklāts, ka zvaigzne nav novērota, lai tā ievērojami atšķirtos no šķietami zilā lieluma (mBTomēr no infrasarkanā reģiona viņi (izmantojot savus fotometriskos novērojumus) noteica, ka zvaigzne pēdējo 19 gadu laikā ir spilgtāka par 0,4 magnitūdām. Lai arī tas neatbilst LBV sagaidāmajām mainībām, tie liek domāt, ka “ir pilnīgi iespējams, ka ievērojama daļa LBV (ja ne visi no tiem) iziet ilgus miera periodus (ilgst gadsimtus vai ilgāk; piemēram, Lamers 1986) tā, ka ātra mainīgums (laikā
skalas no gadiem līdz gadu desmitiem), kas novērotas lielākajā daļā klasisko LBV, varētu būt saistīts tikai ar atlases efektu. ”
Autori paziņo par savu nodomu turpināt šī kandidāta LBV novērošanu “cerībā, ka“ pīle ”pārskatāmā nākotnē“ sagraus ”.”
