Когда запас водородного горючего подходит к концу, постепенно прекращается и синтез гелия, а вместе с ним затухает мощное излучение. Силы гравитации вновь сжимают звезду, температура повышается и становится возможным слияние друг с другом уже ядер гелия с образованием ядер углерода (6 протонов) и кислорода (8 протонов в ядре). Эти ядерные процессы также сопровождаются выделением энергии. Но и запасам гелия рано или поздно приходит конец. И тогда наступает третий этап сжатия звезды силами гравитации. А дальше все зависит от массы звезды на этом этапе. Если масса не очень велика (как у нашего Солнца), то эффект от повышения температуры при сжатии звезды будет недостаточен, чтобы углерод и кислород могли вступить в дальнейшие реакции ядерного синтеза; такая звезда становится так называемым белым карликом. Более тяжелые элементы «изготовлены» в звездах, которые астрономы называют красными гигантами – их масса в несколько раз больше массы Солнца. В этих звездах и идут реакции синтеза более тяжелых элементов из углерода и кислорода. Как образно выражаются астрономы, звезды – это ядерные костры, зола которых – тяжелые химические элементы.

Выделяющаяся на этом этапе жизни звезды энергия сильно «раздувает» внешние слои красного гиганта; если бы наше Солнце стало такой звездой, Земля оказалась бы внутри этого гигантского шара – перспектива для всего земного не самая приятная. Звездный ветер, «дующий» с поверхности красных гигантов, выносит в космическое пространство синтезированные этими звездами химические элементы, которые образуют туманности (многие из них видны в телескоп).

Красные гиганты живут сравнительно недолго – в сотни раз меньше, чем Солнце. Если масса такой звезды превышает массу Солнца в 10 раз, тогда возникают условия (температура порядка миллиарда градусов) для синтеза элементов вплоть до железа. Ядро железа – наиболее стабильное из всех ядер. Это означает, что реакции синтеза элементов, которые легче железа, идут с выделением энергии, тогда как синтез более тяжелых элементов требует затрат энергии. С затратой энергии идут и реакции распада железа на более легкие элементы. Поэтому в звездах, достигших «железной» стадии развития, происходят драматические процессы: вместо выделения энергии идет ее поглощение, что сопровождается быстрым понижением температуры и сжатием до очень маленького объема; астрономы называют этот процесс гравитационным коллапсом (от латинского слова collapsus — «ослабевший, упавший»; недаром медики так называют внезапное падение кровяного давления, что очень опасно для человека). В ходе гравитационного коллапса образуется огромное число нейтронов, которые, благодаря отсутствию заряда, легко проникают в ядра всех имеющихся элементов. Пересыщенные нейтронами ядра претерпевают особое превращение (его называют бета-распадом), в ходе которого из нейтрона образуется протон; в результате из ядра данного элемента получается следующий элемент, в ядре которого уже одним протоном больше. Ученые научились воспроизводить такие процессы в земных условиях; хорошо известный пример – синтез изотопа плутония-239, когда при облучении нейтронами природного урана (92 протона, 146 нейтронов) его ядро захватывает один нейтрон и образуется искусственный элемент нептуний (93 протона, 146 нейтронов), а из него – тот самый смертоносный плутоний (94 протона, 145 нейтронов), который используется в атомных бомбах. В звездах же, которые претерпевают гравитационный коллапс, в результате захвата нейтронов и последующих бета-распадов образуются сотни различных ядер всех возможных изотопов химических элементов. Коллапс звезды заканчивается грандиозным взрывом, сопровождающимся выбросом огромной массы вещества в космическое пространство – образуется сверхновая звезда. Выброшенное вещество, содержащее все элементы из таблицы Менделеева (и в нашем теле содержатся те самые атомы!), разлетается по сторонам со скоростью до 10 000 км/с, а небольшой остаток вещества погибшей звезды сжимается (коллапсирует) с образованием сверхплотной нейтронной звезды или даже черной дыры. Изредка такие звезды вспыхивают на нашем небосводе, и если вспышка произошла не слишком далеко, сверхновая звезда по яркости затмевает все остальные звезды. И не удивительно: яркость сверхновой звезды может превышать яркость целой галактики, состоящей из миллиарда звезд! Одна из таких «новых» звезд, в соответствии с китайскими хрониками, вспыхнула в 1054 году. Сейчас на этом месте находится известная Крабовидная туманность в созвездии Тельца, а в ее центре расположена быстровращающаяся (30 оборотов в секунду!) нейтронная звезда. К счастью (для нас, а не для синтеза новых элементов), такие звезды вспыхивали пока лишь в далеких галактиках…