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Luminous Blue Variables (LBVs) sind eine seltene Klasse extrem massereicher Sterne, die am Rande ihrer Stabilität stehen. Die Instabilität des Sterns führt dazu, dass er selbst während seiner kurzen Lebensdauer der Hauptsequenz große Mengen an Masse abwirft. Was diese Sterne so instabil macht, ist eine offene Frage, die angesichts des Mangels an bekannten LBVs schwer zu beantworten war. Angesichts der Tatsache, dass die anfängliche Massenfunktion vorhersagt, dass solche massiven Sterne selten sein sollten, ist dies nicht überraschend, aber die Identifizierung dieser Sterne wird aufgrund der durch ihre Nebel verursachten Rötung oft noch schwieriger.
Ein internationales Team aus Russland und Südafrika schlägt jedoch vor, dass der Nebel selbst möglicherweise dazu beitragen kann, potenzielle Kandidaten für LBVs zu identifizieren. Um ihre Hypothese zu testen, haben sie die gescannt Spitzer Bildarchive für Nebel mit ähnlichen Merkmalen wie bekannte LBVs. Das Merkmal, das potenzielle LBV-Nebel von anderen Nebeln unterschied, war die Emission nur in den 24 & mgr; m-Bildern (wahrscheinlich aufgrund der Tatsache, dass Nebel bei solchen Wellenlängen nicht als Modellschwarzkörper fungieren, sondern aufgrund der Fluoreszenz bei bestimmten Wellenlängen am stärksten emittieren).
Bei ihrer Überprüfung potenzieller Nebel identifizierten sie einen als MN112 bekannten. Um die Möglichkeit weiter zu untersuchen, nahm das Team hochauflösende Spektren des Zentralsterns auf. Sie stellten fest, dass der Zentralstern starke Ähnlichkeiten mit dem bekannten LBV P Cygni aufwies. Insbesondere zeigte der Kandidat LBV sehr starke Emissionslinien für Wasserstoff und He I direkt neben Absorptionslinien für dieselben Elemente. Dies wird durch Hochdruckregionen verursacht, entweder in der Atmosphäre des Sterns oder wenn der schnellere Wind des Sterns mit einem sich langsamer bewegenden Nebel um ihn herum interagiert. Der Hochdruckbereich wird dichter und ergibt Emissionslinien. Da es sich nach außen bewegt, ist es leicht bläulich verschoben und erscheint daher nicht direkt über der Absorptionslinie, die durch die relativ weniger dichte Atmosphäre verursacht wird. Diese Feature-Zeit wird als P-Cygni-Profil bezeichnet.
Ein weiteres Erkennungsmerkmal von leuchtend blauen Variablen ist, dass sie bis zu 1-2 Größen variabel sind (Überraschung!). Das Team hatte Aufzeichnungen des Sterns von Fotoplatten aus dem Jahr 1965 sowie neuere CCD-Messungen und stellte fest, dass der Stern nicht signifikant von einer scheinbaren blauen Größe (m) abwichB.) von 17. Im Infrarotbereich stellten sie jedoch (unter Verwendung ihrer eigenen photometrischen Beobachtungen) fest, dass sich der Stern in den letzten 19 Jahren um 0,4 Größenordnungen aufgehellt hatte. Obwohl dies nicht der erwarteten Variabilität für ein LBV entspricht, schlagen sie vor, dass „es durchaus möglich ist, dass ein erheblicher Teil der LBV (wenn nicht alle) die langen Ruheperioden (Jahrhunderte oder länger; z. B. Lamers 1986) durchläuft, so dass die schnelle Variabilität (pünktlich
Skalen von Jahren bis Jahrzehnten), die bei der überwiegenden Mehrheit der klassischen LBV beobachtet wurden, könnten lediglich auf den Auswahleffekt zurückzuführen sein. “
Die Autoren erklären ihre Absicht, die Beobachtung dieses LBV-Kandidaten "in der Hoffnung fortzusetzen, dass die" Ente "in absehbarer Zukunft" quaken "wird".
