[/ pealdis]
Helendavad sinised muutujad (LBV-d) on haruldaste klass äärmiselt massiivseid tähti, mis püsivad stabiilsuse äärel. Tähe ebastabiilsus põhjustab selle viskamist suures koguses massi isegi lühikese põhijada jooksul. Mis muudab need tähed nii ebastabiilseks, on lahtine küsimus, millele on teadaolevate LBV-de vaeguse tõttu keeruline vastata. Arvestades, et esialgne massifunktsioon ennustab, et sellised massiivsed tähed peaksid olema haruldased, pole see üllatav, kuid nende tähtede tuvastamine on nende udude põhjustatud punetuse tõttu sageli veelgi keerukam.
Venemaalt ja Lõuna-Aafrikast pärit rahvusvaheline meeskond teeb aga ettepaneku, et udukogu ise võiks aidata tuvastada LBV potentsiaalseid kandidaate. Hüpoteesi kontrollimiseks skaneerisid nad Spitzer udukogude pildiarhiivid, mille tunnused sarnanevad tuntud LBV-dega. Tunnus, mis eristas potentsiaalseid LBV udusid teistest ududest, oli emissioon ainult 24 μm piltides (tõenäoliselt tingitud asjaolust, et udud ei tööta mustlaiksuslike mudelitena sellistel lainepikkustel, vaid kiirgavad fluorestsentsi tõttu kõige tugevamalt spetsiifilistel lainepikkustel).
Võimalike udukogude ülevaates tuvastasid nad ühe, mida tuntakse MN112 nime all. Võimaluse edasiseks uurimiseks võttis meeskond kesktähe kõrge eraldusvõimega spektrid. Nad leidsid, et kesktähel on tugevaid sarnasusi tuntud LBV P Cygniga. Kõige olulisem on see, et kandidaat LBV näitas väga tugevaid vesiniku emissioonijooni ja He I samade elementide neeldumisjoonte kõrval. Selle põhjuseks on kõrgrõhupiirkonnad kas tähe atmosfääris või tähe kiirem tuul interakteerub aeglasemalt liikuva uduga selle ümber. Kõrgrõhupiirkond muutub tihedamaks ja tekitab emissiooniliinid. Kuna see liigub väljapoole, on see kergelt sinine ja seetõttu ei paista see suhteliselt vähem tihedast atmosfäärist põhjustatud imendumisjoone otse. Seda funktsiooni aega tuntakse P Cygni profiilina.
Teine helendavate siniste muutujate eristav omadus on see, et need on varieeruvad (üllatus!) Kuni 1-2 magnituudini. Meeskonnal olid tähe kohta andmed fotoplaatidelt alates 1965. aastast, aga ka hilisemad CCD mõõtmised ning nad leidsid, et tähe varieeruvus märgatavast sinisest suurusjärgust (mBInfrapuna piirkonnas leidsid nad (kasutades oma fotomeetrilisi vaatlusi), et täht on viimase 19 aasta jooksul helendanud 0,4 magnituudiga. Ehkki see ei vasta LBV eeldatavale varieeruvusele, viitavad nad "on täiesti võimalik, et märkimisväärne osa LBV-sid (kui mitte kõiki neid) läbib pikki vaikse perioodi (kestes sajandeid või kauem; nt Lamers 1986), nii et kiire varieeruvus (õigeaegselt
klasside LBV-de valdav enamus, võib täheldada pelgalt selektsiooniefekti tõttu. ”
Autorid kinnitavad oma kavatsust jätkata selle kandidaadi LBV vaatlemist "lootuses, et" part "lähitulevikus" kakerdab "."
