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Variáveis luminosas de azul (LBVs) são uma classe rara de estrelas extremamente massivas que oscilam no limite de serem estáveis. A instabilidade da estrela faz com que ela libere grandes quantidades de massa, mesmo durante sua breve vida útil da sequência principal. O que torna essas estrelas tão instáveis é uma pergunta em aberto que tem sido difícil de responder, devido à escassez de LBVs conhecidos. Dado que a função de massa inicial prediz que estrelas massivas devem ser raras, isso não é surpreendente, mas a identificação dessas estrelas é muitas vezes ainda mais difícil devido ao avermelhamento causado por suas nebulosas.
No entanto, uma equipe internacional que trabalha na Rússia e na África do Sul propõe que a própria nebulosa possa ajudar a identificar possíveis candidatos a LBVs. Para testar sua hipótese, eles examinaram o Spitzer arquivos de imagens para nebulosas com características semelhantes às de LBVs conhecidos. A característica que distinguia potenciais nebulosas de LBV de outras nebulosas era a emissão só nas imagens de 24? m (provavelmente devido ao fato de que as nebulosas não funcionam como corpos negros modelo em tais comprimentos de onda, mas emitem mais fortemente em comprimentos de onda específicos devido à fluorescência).
Em sua análise de possíveis nebulosas, eles identificaram um conhecido como MN112. Para explorar ainda mais a possibilidade, a equipe levou espectros de alta resolução da estrela central. Eles determinaram que a estrela central tinha fortes semelhanças com o conhecido LBV P Cygni. Mais notavelmente, o candidato LBV mostrou linhas de emissão muito fortes para hidrogênio e He I ao lado das linhas de absorção para os mesmos elementos. Isso é causado por regiões de alta pressão, na atmosfera da estrela ou quando o vento mais rápido da estrela interage com uma nebulosa em movimento mais lento ao seu redor. A região de alta pressão se torna mais densa e fornece linhas de emissão. Uma vez que se move para fora, é levemente desbotado e, portanto, não aparece diretamente no topo da linha de absorção causada pela atmosfera relativamente menos densa. Esse tempo de recurso é conhecido como perfil P Cygni.
Outra característica de identificação das variáveis luminosas azuis é que elas são variáveis (surpresa!), Com até 1-2 magnitudes. A equipe registrou a estrela a partir de placas fotográficas que datam de 1965, bem como medições mais recentes do CCD e descobriu que a estrela não era vista variar significativamente de uma magnitude azul aparente (mB) de 17. No entanto, na região do infravermelho, eles determinaram (usando suas próprias observações fotométricas) que a estrela havia aumentado 0,4 magnitudes nos últimos 19 anos. Embora isso esteja aquém da variabilidade esperada para um LBV, eles sugerem “é bem possível que uma fração significativa de LBVs (se não todos eles) passem por longos períodos de inatividade (com duração de séculos ou mais; por exemplo, Lamers 1986), para que a rápida variabilidade (dentro do prazo
escalas de anos a décadas) observadas na grande maioria dos LBVs clássicos poderiam ser meramente devidas ao efeito de seleção ".
Os autores declaram sua intenção de continuar observando esse candidato LBV "na esperança de que o" pato "seja" grasnado "no futuro próximo".
