[/ chú thích]
Các biến số phát sáng màu xanh lam (LBV) là một lớp hiếm hoi của các ngôi sao cực kỳ to lớn mọc ở rìa của sự ổn định. Sự không ổn định của ngôi sao khiến nó ném ra một khối lượng lớn ngay cả trong vòng đời chính ngắn ngủi của nó. Điều gì làm cho những ngôi sao này trở nên không ổn định là một câu hỏi mở rất khó trả lời về sự ít ỏi của các LBV đã biết. Cho rằng chức năng khối lượng ban đầu dự đoán rằng các ngôi sao lớn như vậy sẽ rất hiếm, điều này không có gì đáng ngạc nhiên, nhưng việc xác định những ngôi sao này thường trở nên khó khăn hơn do màu đỏ gây ra bởi tinh vân của chúng.
Tuy nhiên, một nhóm quốc tế làm việc từ Nga và Nam Phi đề xuất rằng chính tinh vân có thể giúp xác định các ứng cử viên tiềm năng của LBV. Để kiểm tra giả thuyết của họ, họ đã quét Spitzer lưu trữ hình ảnh cho tinh vân với các tính năng tương tự như các LBV đã biết. Đặc điểm phân biệt các tinh vân LBV tiềm năng với các tinh vân khác là sự phát xạ chỉ có trong các hình ảnh 24 (m (có khả năng là do các tinh vân không hoạt động như các tia đen mô hình ở các bước sóng như vậy, mà thay vào đó phát ra mạnh nhất ở các bước sóng cụ thể do huỳnh quang).
Khi xem xét các tinh vân tiềm năng, họ đã xác định được một loại được gọi là MN112. Để khám phá thêm khả năng, nhóm nghiên cứu đã lấy phổ độ phân giải cao của ngôi sao trung tâm. Họ xác định ngôi sao trung tâm có những điểm tương đồng mạnh mẽ với LBV P Cygni đã biết. Đáng chú ý nhất, ứng cử viên LBV cho thấy các vạch phát xạ rất mạnh đối với hydro và He I ngay bên cạnh các vạch hấp thụ cho các nguyên tố tương tự. Điều này được gây ra bởi các vùng áp suất cao, hoặc trong bầu khí quyển của ngôi sao hoặc do gió từ ngôi sao nhanh hơn tương tác với một tinh vân di chuyển chậm hơn xung quanh nó. Vùng áp suất cao trở nên dày đặc hơn và tạo ra các vạch phát xạ. Vì nó di chuyển ra ngoài, nó hơi bị lệch và do đó, không xuất hiện trực tiếp trên đỉnh của đường hấp thụ gây ra bởi bầu không khí tương đối ít đậm đặc hơn. Thời gian này của tính năng được gọi là hồ sơ P Cygni.
Một đặc điểm nhận dạng khác của Biến xanh dạ quang là chúng có thể thay đổi (Bất ngờ!) Lên đến 1-2 độ lớn. Nhóm nghiên cứu đã có hồ sơ về ngôi sao từ các tấm ảnh có niên đại từ năm 1965 cũng như các phép đo CCD gần đây và thấy rằng ngôi sao đã không được nhìn thấy thay đổi đáng kể so với cường độ màu xanh lam rõ ràng (mB) của 17. Tuy nhiên, trong vùng hồng ngoại, họ đã xác định (sử dụng các quan sát trắc quang của riêng mình) rằng ngôi sao đã phát sáng 0,4 độ lớn trong 19 năm qua. Mặc dù điều này không đạt được sự thay đổi dự kiến đối với LBV, nhưng họ đề xuất rằng, rất có thể một phần đáng kể của LBV (nếu không phải là tất cả trong số họ) trải qua thời gian hoạt động dài (kéo dài hàng thế kỷ trở lên; ví dụ như Lamers 1986) sự biến đổi nhanh chóng (đúng thời gian
quy mô từ nhiều năm đến nhiều thập kỷ) quan sát thấy trong phần lớn các LBV cổ điển có thể chỉ đơn thuần là do hiệu ứng lựa chọn.
Các tác giả nêu ý định tiếp tục quan sát ứng cử viên LBV này với hy vọng rằng chú vịt vịt sẽ có thể quất đi trong tương lai gần.
