Posted by R136, ირმის ნახტომის მეზობელად, ჯუჯა გალაქტიკა მეგელანის დიდ ღრუბელში არსებულ ნისლეულ ტარანტულში მდებარეობს, რომლამდე მანძილი 160 000 სინათლის წელია. მიუხედავად იმისა, რომ R136 ზომით სხვა ვარსკვლავურ გროვებზე საკმაოდ პატარაა (490 სინათლის წელი), მასში 100 000-მდე ვარსკვლავია თავმოყრილი, ხოლო ცენტრში, 16 ს.წ-ს დიამტერის არეში – დაახლოებით 500 მნათობი დაიმზირება. 72 მათგანი უზარმაზარი ნათობით გამოირჩევა – მათ მიერ 1 თვეში გამოსხივებული მატერიის მასა, დედამიწის მასას აჭარბებს. ეს მატერია ყველა მიმართულებით ე.წ. ვარსკვლავური ქარის სახით იფანტება, სინათლის 1/100 სიჩქარით. ეს ქარი, ვარსკვლავურ გროვაში არსებულ გაზსაც ანიავებს, სწორედ ამიტომ ჩანს ცარიელი, ბნელი ბუშტის მსგავსი წარმონაქმნი. R136 ძალიან ახალგაზრდა გროვაა, დაახლოებით 2-3 მილიონი წლის და მასში არსებული ცივი გაზი ჯერ კიდევ გაფანტვის პროცესშია.
2010 წელს, პოლ ქრაუთერმა და მისმა კოლეგებმა, R136-ში კოლოსალური ნათობის 4 ვარსკვლავი აღმოაჩინეს: მათ შორის ყველაზე მასიური R136а1, მზეზე 8,7 მილიონჯერ ელვარეა. ცნობილთა შორის ყველაზე ელვარე R136а1-ის ზედაპირის ტემპერატურა 50 000 კელვინს (49 727 °C) უტოლდება, მზის ფოტოსფეროზე 10-ჯერ ცხელია. ამოფრქვეული ვარსკვლავური მატერიის მასა კი მილიარდჯერ აჭარბებს მზისას! შთამბეჭდავია იქ მდებარე კიდევ სამი ვარსკვლავის ნათობაც: R136а2 – 4,3 მილიონი მზის ნათობა, R136а3 – 3,8 მლნ. და R136с – 5,6 მლნ. მზის ნათობა.
ხსენებული ვარსკვლავების მასები 180-დან 315-მდე მზის მასის ფარგლებშია, რაც ძალიან უცნაურია, რადგან ირმის ნახტომში 150 მზის მასაზე მეტის მქონე ვარსკვლავი ჯერ არ აღმოუჩენიათ, რაც ვარსკვლავის ზღვრულ მასად ითვლებოდა. როცა პროტოვარსკვლავში თერმობირთვული რეაქცია იწყება და ის ნათებას იწყებს, შემომფარგლვი გაზი და მტვერი საწინააღმდეგო მიმართულებებით განიდევნება და ვარსკვლავზე დალექვის (აკრეცია) პროცესი წყდება, შესაბამისად – მასის მატებაც.
რითი შეიძლება იახსნას R136-ის ვარსკვლავთა უზარმაზარი მასები. მაგალითად, ერთმანეთთან ძალიან ახლოს მოძრავი ორი ან მეტი ვარსკვლავის შერწყმით, რომელთა პლაზმური ატმოსფეროები ერთმანეთს ეხებოდა. ეს იშვიათი მოვლენაა, თუმცა, მჭიდრო ვარსკვლავურ გროვებში მაინც შეიძლება მოხდეს.
მეორე ვერსიის მიხედვით, ეს, დამზერით მიღებულ მცდარ მონაცემებს ან მასიური ვარსკვლავების ევოლუციის თეორიაში არსებულ ხარვეზებს შეიძლება უკავშირდებოდეს. ვარსკვლავის მასას ხომ მისი ნათობის მიხედვით ადგენენ: რაც უფრო ელვარეა მნათობი, მით მეტია მისი მასა (რაზეა დამოკიდებული ვარსკვლავის ზომა; ჰერცშპრუნგ-რასელის ვარსკვლავური დიაგრამა).
იმის გამო, რომ გროვა საკმაოდ შორსაა, ნათობის განსაზღვრისას შეცდომების დაშვების ალბათობაც მაღალია. გარდა ამისა, ვარსკვლავები შეიძლება არც იყოს თერმოდინამიურ წონასწორობაში – ხან უმატებენ ელვარებს, ხან უკლებენ. სპექტროსკოპული გაზომვებით მიღებული ინფორმაცია, ნივთიერებათა განაწილებას უფრო გვიჩვენებს, ვიდრე პირდაპირ მასას. დინამიური და ჰიდროდინამიური მოდელების საშუალებით, სხვადასხვა მასის ვარსკვლავებში მატერიის ქცევის წინასწარმეტყველებაა შესაძლებელი. 20-მდე მზის მასის ვარსკვლავებისთვის, მოდელები და მათთან დაკავშირებული ფიზიკური სიდიდეები ცნობილია და კარგად არის შესწავლილი, ხოლო მეტი მასის ვარსკვლავებისთვის ეს მოდელები არც ისე ზუსტია და გამოუსადეგრი შეიძლება აღმოჩნდეს.
ბოლოს, არსებობს თეორიული შესაძლებლობა იმისა, რომ R136-ის ვარსკვლავები გაზისა და მტვრის ძალიან მკვრივ ღრუბლებში ჩაისახა, ხოლო ირმის ნახტომში ასეთი მასიური ვარსკვლავების (პირველი ვარსკვლავები; ვარსკვლავი ვრცლად) არ არსებობა მათი ასაკით შეიძლება აიხსნას. ინტენსიური ნათების გამო მათ სწრაფად დაკარგეს მასა, ხოლო თაღის (რკალის) ვარსკვლავურ გროვაზე ახალგაზრდა (2,5 მლნ.წ.) და მკვრივი გროვები არც დაიმზირება.
ნებისმიერ შემთხვევაში, გროვა R136, მეცნიერებს საშულებას აძლევს ძალიან მასიური ვარსკვლავების ფორმირებისა და ევოლუციის პროცესები შეისწავლონ.