Хотя большинство звезд приходится на главную последовательность диаграммы ГР, мы уже встречались с другими важными классами, которые не лежат на ней, включая красные гиганты и сверхгиганты (холодные, но все же очень яркие, за счет огромной площади их поверхности), а также белые карлики, на первый взгляд, разительно отличающиеся от красных гигантов, но зачастую обладающие одинаковой с ними историей. Белые карлики – это вырожденные звезды с низкой светимостью, исчерпавшие все возможные ресурсы для поддержания термоядерного синтеза. Мы уже упоминали о них ранее в связи с пределом Чандрасекара и их коллапсом либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. Что касается первого сценария, то еще в 1910 г. была найдена звезда 40 Эридана B с очень низкой светимостью, поэтому решили, будто она меньше Земли. Другим карликом, получившим известную долю славы, был Сириус B – компонент звезды, о которой мы уже упоминали выше, впервые увиденный в 1862 г., еще до четкого понимания того, что он из себя представляет. Относительно небольшое число обнаруженных белых карликов (порядка нескольких сотен) объяснялось исключительно их низкой светимостью. Тем не менее, как предполагалось, они должны составлять примерно десятую часть всего звездного населения. Их спектры сложны и состоят из множества подклассов, поэтому в 1983 г. Э. М. Сион с коллегами предложили составить для них отдельную классификационную схему. (Так уж случилось, что в 1980‐е гг. возникла мода на изменение спектральных классификаций. Даже понятие «главной последовательности» неоднократно подвергалось переопределению, и если некоторые астрономы ограничивали его лишь степенью светимости, то другие предпочитали определять его с точки зрения общих концептуальных рамок или этапа эволюции.)

Существуют десятки звездных классов, каждый из которых обладает своей эволюционной историей – уже понятной или еще не выясненной. Считается, что красные гиганты должны быть богато насыщены либо углеродом, либо кислородом. «Углеродные звезды» (как называют первый тип) сначала относили к спектральным классам R и N Гарвардской классификации; затем они были переведены в классы K и M; а в 1940‐х гг. Морган и Кинан разработали для их описания целую новую последовательность классов. Они редко встречаются в нашей Галактике, но несколько тысяч таких звезд обнаружены в Магеллановых Облаках.

Одна пара звездных классов изучалась особенно тщательно в надежде на то, что они прольют свет на процессы звездной эволюции; на них впервые обратили внимание в начале XX в. – в то время, когда Якобус Каптейн и Антони Паннекук в Нидерландах и Н. Х. Расмусон в Швеции начали изучать распределение ярких звезд. Стало очевидно, что звезды классов O и B рассредоточены по небу не в случайном порядке и не связаны друг с другом гравитацией, но испытывают тенденцию выстраиваться друг за другом в рукавах Галактики. В 1949 г. Виктор Амазаспович Амбарцумян, воспользовавшись более ранними исследованиями их динамики, проведенными Бартом Яном Боком, показал, что они представляют собой молодые звезды – гораздо более молодые, чем остальная часть Галактики (впоследствии, когда их удалось расположить на диаграммах цвет – звездная величина, этот вывод подтвердился). Интерес к ним возрастал. В 1960‐х гг. Адриан Блаау открыл их связь с межзвездной материей; другие исследователи последовали этому примеру и продемонстрировали в 1970–1980‐х гг., что OB-ассоциации (термин Амбарцумяна) обычно располагаются внутри или недалеко от областей, где происходит звездообразование. Этот факт, вне всяких сомнений, привлек к ним особенный интерес. Их молодой возраст предполагал, что в Галактике все еще идет звездообразование. Накопленные в течение XX в. доказательства существования насыщенной межзвездной среды, состоящей из газа и пыли, помогли показать, как это может выглядеть. Одновременно с этим постепенно приходило понимание: прямое наблюдение этого процесса будет невозможно осуществить не только в оптическом диапазоне, но и почти на всех длинах волн, в силу того факта, что в большинстве случаев образование звезд происходит внутри темных облаков. Сегодня надежды возлагаются на инструменты, работающие в инфракрасном и миллиметровом диапазонах.

Как мы уже неоднократно видели, зачастую астрономические объекты и их свойства постулируются теоретически до их эмпирического открытия. При отборе звездных классов мы не должны упускать из виду один в высшей степени важный класс, который хорошо это иллюстрирует. В 1970‐х гг. стали задаваться вопросом – могут ли существовать звезды с такой малой массой (теоретики устанавливают ее в пределах восьмидесяти масс Юпитера), что им окажется не под силу разогреть свои центральные области до температур, достаточных для начала синтеза водорода, и в этом смысле они никогда не станут истинными звездами. В настоящее время эти объекты называют «коричневыми карликами» – термин, пущенный в оборот Джилл Тартер в 1975 г. (раньше их называли «черными карликами»). В то время никто так и не открыл дискуссию по этому вопросу. Считалось, что они сложно поддаются обнаружению: например, самые маленькие истинные звезды (красные карлики) могут быть настолько холодны, что будут практически неотличимы от подобных объектов. В течение следующих двух десятилетий было предложено несколько кандидатов, не являющихся безоговорочно принятыми в качестве таковых, но затем на помощь исследователям вновь пришла теория. Подтверждением статуса коричневого карлика, как удалось показать, должна стать регистрация лития в атмосфере кандидата. В 1995 г. три несомненно субзвездных объекта были отождествлены по присутствию в их спектрах линий лития. Вскоре после этого удалось выявить сотни подобных объектов, и некоторые астрономы стали верить в то, что коричневые карлики могут оказаться наиболее распространенным типом тел в Галактике. Это выглядело, как если бы благородство небес подверглось опасности быть низвергнутым до уровня пыли и коричневых карликов, но, как показала история, имелись и другие претенденты на титул «самых распространенных».

К началу 1960‐х гг. теории звездной эволюции достигли относительной стабилизации, и астрофизики намеренно начали активное сотрудничество с целью добиться некоего теоретического консенсуса. Было бы ошибочно полагать, что работа, нацеленная на эту задачу, велась только в западном мире. Значительный прогресс в этот период был достигнут в Японии, особенно астрофизиком Тюсиро Хаяши и его студентами и коллегами. Хотя значительная часть базовых теоретических положений их работы не может быть подробно рассмотрена до того, как мы дойдем до конца следующей главы, целесообразно ознакомиться здесь с неким обобщением их работ по эволюции звезд, которое он представил в 1962 г. Хаяши детально объяснил, как звезда может сходить с главной последовательности, становиться красным гигантом, снова сжиматься, затем опять возвращать себе статус красного гиганта, пока наконец не сбросит оболочку и не завершит свою жизнь белым карликом. Более подробное схематическое описание этих процессов изображено на ил. 232. (Более массивные звезды следуют более сложной траектории схода с главной последовательности. Они синтезируют в своих ядрах более тяжелые элементы и в итоге могут закончить свою жизнь взрывом сверхновой с мощным выбросом большей части их исходной массы, богато насыщенной тяжелыми элементами. Их остатки могут представлять собой нейтронные звезды или черные дыры.) Хотя этот обзор опирался в значительной части на работы других специалистов, сам Хаяши внес в нее весьма значительный вклад.