Таким образом, графическая конструкция Расселла – это диаграмма «цвет-светимость» (позже появились и другие варианты, например «температура-светимость»). Сначала ее связывали только с его именем и называли диаграммой Расселла. В 1933 г. датский астроном Бенгт Стрёмгрен назвал ее диаграммой Герцшпрунга – Расселла, отдав дань уважения обоим ученым. После Второй мировой войны это именование стало общепринятым.

Справедливости ради надо заметить, что первое графическое представление связи между светимостью и спектральными характеристиками звезд за год до Герцшпрунга построил немецкий астроном Ганс Розенберг. Он сделал это на основе наблюдения звезд все тех же Плеяд. Свои результаты он опубликовал в 1910 г. в диссертации для занятия преподавательской должности в Тюбингенском университете, где два года спустя получил профессуру. Однако его диаграмма основана на весьма ограниченном наблюдательном материале и потому ее ценность не столь велика. Кроме того, пионером в прослеживании систематических связей между спектрами звезд и их светимостью в любом случае остается Герцшпрунг.

Диаграммы Герцшпрунга – Расселла уже давно не служат просто графическим инструментом систематизации звездных популяций. Сейчас мы знаем, что в них закодированы ценнейшие сведения о звездной эволюции. Так, на главной последовательности расположены звезды с различными начальными массами, которые еще не прошли цикл термоядерного сжигания водорода в своих ядрах. Во втором десятилетии XX в. до такого понимания астрономия, конечно, еще не дошла. Сама диаграмма с тех пор сильно усложнилась. Помимо главной последовательности и ветви белых карликов на ней выделяют ветви субгигантов, субкарликов, гигантов и сверхгигантов. На современных версиях диаграмм Герцшпрунга – Расселла можно проследить тонкие детали процессов схода звезд различных начальных масс с главной последовательности после выгорания водорода и их последующего превращения в компактные объекты той или иной природы (а в некоторых случаях, согласно еще не подтвержденной наблюдениями теории, даже полного уничтожения).

Это еще не конец истории. В 1995 г. были открыты давно предсказанные «несостоявшиеся» звезды, названные коричневыми (в другом переводе с английского – «бурыми») карликами (сейчас я о них рассказывать не буду, им посвящена отдельная глава). После этого к системе звездных спектров были добавлены еще три класса – L, T и Y, которые тоже нашли отражение на позднейших версиях диаграммы Герцшпрунга – Расселла. К классу L относят объекты с температурами поверхности от 1300 до 2000 K. Среди них не только коричневые карлики, но и наиболее тусклые красные карлики, которые раньше относили к M-классу. Класс Т включает лишь одни коричневые карлики, атмосферы которых нагреты от 700 до 1300 K. В их спектрах в изобилии присутствуют линии метана, поэтому эти тела нередко называют метановыми карликами. К спектральному классу Y относят объекты холоднее 700 K. Не исключено, что и у этой истории будет продолжение, но в такие дебри я не буду забираться. Мы и так уже далеко ушли от основного предмета книги, поэтому самое время вернуться к белым карликам.

К концу третьего десятилетия прошлого века были известны только три классических белых карлика, а затем их число принялось расти. Первый шаг сделал в 1930 г. голландский астроном Питер Остерхофф. Его заинтересовала бело-голубая звездочка в созвездии Персея с большим собственным движением, уже внесенная в каталоги. Проанализировав сведения о ее годовом смещении и светимости, Остерхофф предположил, что она вполне может оказаться белым карликом. Годом позже сотрудник недавно открытой обсерватории в Стокгольме Ингве Эман получил ее спектрограммы и отнес их к подклассу А0. Спектры также свидетельствовали, что эта звезда не может принадлежать главной последовательности. Так она стала четвертым открытым белым карликом и первым из тех, чья природа выяснилась благодаря международной кооперации астрономов. Еще пару белых карликов в 1934 г. обнаружил замечательный голландский астроном Джерард Койпер (кто не слышал о поясе Койпера?), который к тому времени перебрался в США, где стал работать в Ликской обсерватории.