Хойл считает ,что при температурах порядка миллиарда градусов возникает мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают более тяжёлые химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении лёгких элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу, каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.

Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия, так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию, унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом температуры, которая в конце концов достигает 4-5 млрд. К. Теперь события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоёв звезды и участвует в создании тяжёлых элементов.

На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического состояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергия высвобождалась в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные её количества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь же конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся последнее её достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться этим резервом, плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то есть ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро звезды от её внешних слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца массивной звезды.

Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние слои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии - так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К ), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для неё температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд. К, лёгкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться выше этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород - проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать. Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард лет!