В 1980 году удалось установить, что R 136 состоит из трех компонентов, и самый яркий из них был назван R 136а. Можно предположить, что R 136а — самая массивная из известных на сегодняшний день видимых звезд. Температура ее «поверхности» заключена в пределах 45 тысяч — 80 тысяч K. (Напомним, что «температура» поверхности нашего Солнца всего 6000 K.) Но это еще не все. Этот объект непрерывно теряет массу в результате истечения из него газа. Это так называемый звездный ветер. Но для объекта R 136а это уже не ветер — это звездный ураган: вещество удаляется от объекта со скоростью 3500 км/сек.

В 1983 году удалось выяснить, что R 136а состоит по крайней мере из четырех звездообразных объектов. Доминирующий объект был назван R 136а1. И здесь возник следующий очень важный вопрос: является ли R 136а1 одиночной звездой или же это скопление очень ярких звезд? Дело в том, что по астрономическим масштабам диаметр этого компонента совсем невелик — всего 24 световых дня (ближайшая к Солнцу звезда находится на расстоянии около 4 световых лет). Если это коллектив звезд, то тогда в сравнительно небольшой объем нужно затолкать около двух десятков массивных ярких звезд. Таких примеров мы не знаем.

Вообще ведь очень ярких звезд не так много, а звезд такого типа, как объект R 136а1, и того меньше. Известная на сегодняшний день максимальная концентрация ярких звезд — 4 звезды в объеме с линейным размером около 10 световых лет. А в случае с R 136а1 размеры намного меньше, а звезд больше. Так что в этом варианте трудности достаточно велики. Но они становятся еще больше, если предположить, что R 136а1 — отдельная самостоятельная звезда.

Еще примерно 60 лет назад английский астроном А. Эддингтон установил, что звезда определенной светимости не может иметь массу меньше некоторого определенного предела и оставаться при этом в равновесии. С другой стороны, сравнительно недавно Ф. Кан из Манчестерского университета показал, что существует верхний предел массы звезд, образующихся из газопылевых облаков. В работе Кана этот предел составил 40 солнечных масс. Но если R 136а1 — одиночная звезда, то ее масса должна быть заключена в интервале между 400 и 1000 солнечных масс.

Как и многие другие оценки, используемые в астрофизике, оценки Кана сильно зависят от заложенных в исходные данные параметров. При небольшом изменении параметров можно в принципе «получить» протозвезду с массой около 100 масс Солнца. Но эти расчеты, как и многие другие, не учитывают всех возможных факторов.

Для объяснения феномена туманности Тарантул привлекаются волнующие воображение процессы, как слипание звезд, находящихся в малом объеме пространства, и, конечно же, наличие черной дыры в этой туманности. Теоретики буквально спасают современную астрономию. Действительно, что было бы без черных дыр гравитонов, гравитино, массивных нейтрино, магнитных монополей? Число необъяснимых явлений в нашем мире было бы просто-напросто устрашающим, а так, всегда имея «в запасе» черную дыру или еще какой-либо экзотический объект, можно без труда объяснить самые сложные вещи.

Исследование галактик вносит вклад не только в космологию, но и в вопросы звездной эволюции. Объекты, подобные туманности Тарантул, нельзя считать уникальными. Так в галактике М 101 есть несколько туманностей, каждая из которых светит в пять раз сильнее, чем туманность Тарантул, причем светимость одной из них в 11 раз превышает светимость Тарантула.