第3章所讨论的，恒星的这种平衡类似于气球上的受力平衡，橡皮膜的
应力总试图让气球向内收缩，而气球内的空气压强则使气球向外膨胀。
这个比喻可用来解释为什么造父星的光度是可变的。
霍伊尔对于恒星理论和引力坍缩与指向外的热压强之间的平衡理论
很熟悉，但他想知道当这种平衡被打破时会发生什么。具体来说就是，
霍伊尔想了解，在恒星的晚年，当氢燃料行将耗尽时会发生什么。毫不
奇怪，燃料短缺将导致恒星开始降温。温度的下降将导致向外压力的下
降，引力作用会变得过强，恒星将开始收缩。关键是，霍伊尔意识到这
种收缩不是故事的结束。
随着整个恒星向内收缩，压缩将导致恒星星核升温并使向外的压力
增大，由此使得收缩停止。压缩带来的温度上升有几个原因，但其中的
一个是压缩导致更多的核反应，从而产生更多的热量。
虽然这种额外的热量使得恒星重新建立起某种程度的稳定性，但它
只是一种暂时的中止。恒星的死亡只是被推迟了。恒星继续消耗更多的
燃料，并最终减少到燃料供应变得至关重要。缺乏燃料意味着缺乏产
能，因此星核开始再次冷却，这导致了另一个压缩阶段。同样，这次压
缩使得星核再次得到加热，坍缩再次停止，直到下一次燃料短缺。这种
反复起-停的坍缩方式意味着很多恒星都将经历一个缓慢的、挥之不去
的死亡过程。
霍伊尔着手分析了不同类型（如小型的、中型的、大型的、星族Ⅰ
的，星族Ⅱ的）恒星的演化过程。经过几年的专门研究，他成功地完成
了对不同的恒星在其接近寿命终点时所发生的所有温度和压力变化的计
算。最重要的是，他还制定了每个恒星在濒临死亡时的核反应，关键是
给出了极端温度和压力的不同组合是如何导致一系列中等质量和重原子
核的产生的，其结果如表5所示。
表5
霍伊尔计算了不同的恒星在其寿命的不同阶段会发生何种核合成的
条件。下表给出了大约25倍太阳质量的恒星上所发生的核合成反应类
型。与典型星相比，这种大质量恒星的寿命非常短。最初，恒星花上几
百万年的时间使氢聚变成氦。在其寿命的后期阶段，温度和压力增加，
使得氧、镁、硅、铁和其他元素的核合成得以进行。而各种更重的原子
则要在最终和最激烈的阶段才能产生。
很明显，每种类型的恒星都可以作为生成不同元素的坩埚，因为恒
星在其寿命和死亡的过程中内部发生着巨大变化。霍伊尔的计算甚至可
以说明今天我们所知道的几乎所有元素的准确丰度，可以解释为什么氧
和铁是常见的，而金和铂金则是罕见的。
在例外的情况下，一个质量非常大的恒星的早期坍缩阶段变得不可
停歇，恒星死亡得相当迅速。这便是超新星，恒星死亡最猛烈的例子，
它以无与伦比的强度引起内爆。当超新星爆发时，一颗恒星所释放的能
量大到超过100亿颗一般恒星亮度的总和（这就是为什么一颗超新星的
