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Les variables bleues lumineuses (LBV) sont une classe rare d'étoiles extrêmement massives qui vacillent au bord de la stabilité. L'instabilité de l'étoile lui fait rejeter de grandes quantités de masse même pendant sa courte durée de vie de séquence principale. Ce qui rend ces étoiles si instables est une question ouverte à laquelle il a été difficile de répondre à cause de la rareté des LBV connus. Étant donné que la fonction de masse initiale prédit que de telles étoiles massives devraient être rares, cela n'est pas surprenant, mais l'identification de ces étoiles est souvent rendue encore plus difficile en raison de la rougeur causée par leurs nébuleuses.
Cependant, une équipe internationale travaillant en Russie et en Afrique du Sud propose que la nébuleuse elle-même soit en mesure d'aider à identifier les candidats potentiels aux LBV. Pour tester leur hypothèse, ils ont scanné le Spitzer archives d'images de nébuleuses avec des caractéristiques similaires à celles des LBV connus. La caractéristique qui distinguait les nébuleuses potentielles du LBV des autres nébuleuses était l'émission seulement dans les images 24 µm (probablement en raison du fait que les nébuleuses ne fonctionnent pas comme des corps noirs modèles à de telles longueurs d'onde, mais émettent plutôt le plus fortement à des longueurs d'onde spécifiques en raison de la fluorescence).
Dans leur examen des nébuleuses potentielles, ils ont identifié une connue sous le nom de MN112. Pour explorer davantage la possibilité, l'équipe a pris des spectres haute résolution de l'étoile centrale. Ils ont déterminé que l'étoile centrale avait de fortes similitudes avec le LBV P Cygni connu. Plus particulièrement, le candidat LBV a montré des raies d'émission très fortes pour l'hydrogène et He I juste à côté des raies d'absorption pour les mêmes éléments. Cela est causé par des régions à haute pression, soit dans l'atmosphère de l'étoile, soit lorsque le vent plus rapide de l'étoile interagit avec une nébuleuse se déplaçant plus lentement autour d'elle. La région haute pression devient plus dense et donne des lignes d'émission. Puisqu'il se déplace vers l'extérieur, il est légèrement décalé vers le bleu et n'apparaît donc pas directement au-dessus de la ligne d'absorption causée par l'atmosphère relativement moins dense. Cette période de fonction est connue sous le nom de profil P Cygni.
Une autre caractéristique d'identification des variables bleues lumineuses est qu'elles sont variables (surprise!) Jusqu'à une ou deux magnitudes. L'équipe avait des enregistrements de l'étoile à partir de plaques photographiques datant de 1965 ainsi que des mesures CCD plus récentes et a constaté que l'étoile n'avait pas été vue varier de manière significative d'une magnitude bleue apparente (mB) de 17. Cependant, dans la région infrarouge, ils ont déterminé (à l'aide de leurs propres observations photométriques) que l'étoile s'était éclaircie de 0,4 magnitude au cours des 19 dernières années. Bien que cela ne corresponde pas à la variabilité attendue pour un LBV, ils suggèrent «il est tout à fait possible qu'une fraction significative des LBV (sinon tous) passe par les longues périodes de repos (des siècles ou plus; par exemple Lamers 1986) de sorte que la variabilité rapide (à temps
échelles d’années à des décennies) observées dans la grande majorité des LBV classiques pourraient être simplement dues à l’effet de sélection. »
Les auteurs déclarent leur intention de poursuivre l'observation de ce candidat LBV "dans l'espoir que le" canard "" charlatanera "dans un avenir prévisible."
