и. І як наслідок цього, в дію знову вступають гравітаційні сили, покликані доставити зірку необхідну енергію. Сили гравітації все швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесену нейтрино. Як і колись стиск зірки супроводжується зростанням температури, яка врешті-решт досягає 4-5 млрд. К. Тепер події розвиваються трохи інакше. Ядро, яке складається з елементів групи заліза, піддається серйозним змінам: елементи цієї групи вже не вступають в реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися на гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Велика частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів. p> На цьому етапі, як вказує Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія вивільнялася в результаті злиття легких ядер. Тим самим величезні її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворюючи гелій: зірка виявляється вимушеної заповнити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання - гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися вкрай швидко, тобто ядро ​​повинне різко стиснутися; відбувається В«вибух всерединуВ», відриває ядро ​​зірки від її зовнішніх шарів. Він повинен відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки. p> Імплозія, або вибух всередину, усуває тиск, підтримувало зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискаючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз проявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить в свою чергу до різкого підвищення температури (близько 3 млрд. К), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичайних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, рівної 2,5 млрд. До, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити світіння під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення - до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється на теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, що дорівнює енергії, яку Сонце випромінює за мільярд років! p> Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає їх в космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів на секунду. На ці шари доводиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворюючи туманність, яка простягається на багато мільйонів мільйонів кілометрів. p> Газ по інерції продовжує віддалятися від зірки до тих пір, поки, можливо через 100 000 років, речовина туманності чи не стане настільки розрядженою і дифузним...
