ابر غول‌های آبی یا خرده خوشه‌های ستاره‌‌ای؟

ستاره‌های پر جرم ممکن است به آن سنگینی نباشند که پیش از این تصور می‌شد. رصد‌هایی که با دو دوربین در رصد‌خانة لاسی با، شیلی (وابسته به سازمان رصدخانة جنوبی اروپایی) انجام شده نشان داده است که ستارة بسیار پرجرم سندولیک در ابر بزرگ مازالان (LMC) ستاره‌ای است چندتایی و شاید هم خوشه‌ای است بسیار به هم فشرده از ستاره‌های جوان داغ. این کشف ممکن است پیامدهای مهمی، هم در نظریة پیدایش ستارگان و هم در کیهان‌شناسی، داشته باشد.
محاسبات نظری نشان می‌دهند که اثر‌های دینامیکی فشار تابش در پیش ستاره‌هایی که جرمشان بیش از M100~ (Mجرم خورشید است) باشد مانع از ادامة انقباض و تکوین ستاره‌ای می‌شود. از طرف دیگر آثار غیر‍‌خطی نوسان‌های اختری در ستاره‌های خیلی پرجرم موجب ناپایداری تپشی می‌شود. حدّ جرم متناظر با این ناپایداری، M60~، به حد له دو ـ شوارتز شیلد ـ هلرم موسوم است.
سندولیک 44°66 که دریک ناحیة HII در ابر بزرگ مازلان قرار گرفته، ابر غولی است که جرمش مطابق برآورد‌های قبلی بیش از M 120 است. رصد‌هایی که با دوربین‌های 6ر3 متری و 2ر2 متری رصدخانة جنوبی اروپایی در در شرایط بسیار مساعد انجام گرفت تصویر‌های دقیقی از این جرم سماوی در اختیار اخترشناسان قرار داد. یک گروه سه نفری از اختر شناسان این رصدخانه برای نخستین بار نشان دادند که 66°44 ـ sk یک ستارة منفرد نیست بلکه خوشة فشرده‌ای است از چند ستارة کوچک‌تر. در چند سال گذشته چند ستارة پر جرم دیگر هم تفکیک شده‌اند و معلوم شده است که دوتایی یا چندتایی اند. دو اخترشناس آلمانی، رونری و م. گرویک با استفاده از روش‌های تداخل سنج لکه‌ای نشان داده‌اند که شئ ستاره مانند a136R (که آن هم در ابر بزرگ مازلان واقع است و جرمی در حدود M2000 دارد) دست‌ کم متشکل از 5 ستاره است. Ƞ ـ حمال که یکی از درخشنده‌ترین اجرام کهکشان خودمان است، چندی پیش به چهار ستاره، به فواصل کمتر از 30ر0 ثانیة قوس از یک دیگر، تفکیک شد. این یافته‌ها جملگی دال بر‌آنند که ستارگان بسیار پر نور ممکن است به آن پر نوری که تصور می‌شد یا به اعتبار رابطة جرم ـ درخشندگی، به آن سنگینی که تصور می‌شد نباشند.
بازتاب این تحولات احتمالاً در دو زمینه قابل ملاحظه است: یکی مدل‌های تکوین ستاره‌ای و دیگری مقیاس فواصل کهکشانی. در زمینة نخست ممکن است تجدید نظر‌هایی در تابع جرم اولیه لازم آید، زیرا ستاره‌های نمونه‌ای که معمولا در این مدل‌سازی‌ها مورد استفاده قرار می‌گیرند از کاتالوگ‌های انتشار یافته استخراج می‌شوند که با توان تفکیک کم جمع‌آموری شده‌اند.
در بررسی فواصل کهکشانی، معمولاً پرنور‌ترین ستارگان کهکشان‌ها (تا فاصلة 10 میلیون سال نوری) به عنوان شاخص‌های فاصله اختیار می‌شود و قدرتشان با قدرت پرنور‌ترین ستارگان کهکشان خودمان مقایسه می‌شود. اما ممکن است خوشه‌های به هم فشردة کهکشان‌های دور دست، چون یک تک ستاره به نظر می‌آیند و در نتیجه مقایسة آن‌ها با ستاره‌های پر نور کهکشان ما به ارزیابی نادرست فاصله بیانجامد. اگر معیار‌های استاندارد درخشندگی، ستاره‌های چندگانه باشند فواصل کهکشان‌ها به روش‌های متداول کم‌تر از آن‌چه واقعاً هست، برآورد خواهد شد، این نتیجه به معنی ثابت هابلی کوچک‌تر و جهانی بزرگ‌تر است.