
Russian: 
С вами Профессор Дэйв. 
Давайте создавать звёзды!
Мы начали наше путешествие с космологии
ранней Вселенной и прошли путь 
от Большого взрыва
до нескольких сотен миллионов лет после него.
В те времена энергия уплотнялась в материю, и по мере того, как Вселенная медленно охлаждалась, формировались атомные ядра. В конечном итоге,
они соединялись с электронами, образуя нейтральные атомы водорода и гелия, и даже молекулярный водород,
который мы можем найти сегодня на Земле.
Теперь пришло время погрузиться в астрофизику, чтобы описать, что произошло с этими
частицами дальше.
Из курса современной физики мы знаем, что в Общей теории относительности Эйнштейна, объекты с массой деформируют
пространство-время, вызывая кривизну, которая позволяет объектам притягиваться друг к другу.
И хотя материя во Вселенной состояла в те времена только из крошечных атомов, они всё ещё оказывали

English: 
Professor Dave here, let’s make some stars.
We started our journey with early universe
cosmology, and we got from the Big Bang all
the way to a few hundred million years along.
Energy condensed into matter, and as the universe
slowly cooled, atomic nuclei formed and eventually
coupled with electrons to make neutral hydrogen
and helium atoms, and even molecular hydrogen,
just like we see on earth today.
Now it’s time to dip into some astrophysics,
so we can describe what happened to these
particles next.
As we learned in modern physics from Einstein’s
general theory of relativity, objects with
mass warp spacetime, inducing a curvature
that attracts all massive objects to each other.
Even though the matter in the universe consisted
only of tiny atoms at this time, these still

English: 
exert gravity, as did all the dark matter
lying around, which we will get to later in
the series.
So from around 150 million years to about
a billion years after the big bang, all of
this hydrogen and helium slowly began to collect
into regions of higher density.
Given the random distribution of matter, some
regions became very dense quite early in this
era, while others took a lot longer, but let’s
zoom in on one of these dense patches of gas
to get a closer look.
We know from studying gases in chemistry that
particles within a sample of gas will exert
a certain pressure, or outward force.
But we just said that all matter exerts gravity,
which will manifest as an inward force towards
the center of a large gas cloud.
By large gas cloud, we aren’t talking about
the clouds we see in the sky.
We are talking about clouds at least a light
year across, and often much larger.
So this is quite a lot of matter involved.

Russian: 
гравитационное воздействие, также, как и тёмная материя во Вселенной, к которой мы вернемся
позже в этом цикле.
Таким образом, в промежуток от 150 миллионов до миллиарда лет после Большого взрыва, водород
и гелий медленно собирались в области с более высокой плотностью.
Учитывая случайное распределение материи, некоторые области стали плотными уже достаточно рано в той эпохе,
в то время как другие потратили на это гораздо больше времени. Давайте приблизимся к 
одному из этих плотных
участков газа, чтобы рассмотреть его получше.
Из изучения свойств газов в курсе химии мы знаем, что частицы внутри некоторого объёма газа 
будут создавать определённое
давление, или силу, направленную наружу.
Но мы только что говорили о том, что вся материя обладает гравитацией, которая будет вести себя как сила, направленная
к центру большого газового облака.
Под большим газовым облаком мы подразумеваем не те облака, которые мы видим в небе.
Мы говорим об облаках, размером по меньшей мере в один световой год в поперечнике, 
а то и гораздо больше.
И поэтому в них довольно много материи.

Russian: 
Газовое облако, подобное этому, называется туманностью. Оно будет оставаться 
в равновесии, если кинетическая
энергия давления газа (или сила, выталкивающая наружу) находится в равновесии 
с гравитационной потенциальной
энергией (или силой, толкающей его внутрь). Это состояние именуется гидростатическим равновесием.
Но если облако обладает массой выше определённого порога, называемого массой Джинса
(которая в несколько тысяч раз больше массы нашего Солнца), гравитация легко выиграет
соревнование по толканию, и тогда минимальной кинетической энергии от холодного
 газа, направленной наружу,
не будет достаточно, чтобы предотвратить гравитационный коллапс.
Любое вращение усиливается, когда облако сплющивается центробежной силой в диск,
подобно тому, как повар в пиццерии вращает тесто в воздухе. В это время гравитация тянет материю
к центру диска.
Точная физика становится здесь довольно сложной, но, говоря в общих чертах,

English: 
A gas cloud like this, also called a nebula,
will remain in equilibrium if the kinetic
energy of the gas pressure, or the force pushing
out, is precisely in balance with the gravitational
potential energy, or the force pushing in,
a situation called hydrostatic equilibrium.
But if a cloud is massive enough, above a
threshold called the Jeans mass, which is
usually at least a few thousand times more
massive than our sun, gravity will easily
win the shoving contest, and the minimal kinetic
energy from the cold gas pushing out will
not be enough to prevent gravitational collapse.
Any net rotation is amplified as the cloud
gets flattened into a disk by the centrifugal
force, like a pizza chef spinning dough in
the air, with gravity pulling matter towards
the center of the disk.
The precise physics involved does get rather
complicated, but to make a long story short,

Russian: 
всё вокруг нагревается сильнее, по мере того как коллапс продолжается ещё в течение 
миллионов лет, пока
атомы не реионизируются обратно в плазму, а температура не становится слишком 
высокой для существования
нейтральных атомов.
В конечном счете, внутренняя область газа разогревается настолько, что направленное 
наружу давление удерживает газ
от дальнейшего коллапса, и образуется объект, который мы называем протозвездой.
Этот объект временно находится во гидростатическом равновесии.
Больше материала из окружающего газа продолжает собираться на протозвезду, увеличивая
гравитационную потенциальную энергию.
При достаточной дополнительной массе коллапс продолжается, и внутреннее давление становится
настолько большим, что температура поднимается до миллионов градусов, пока 
не станет достаточно горячо
для осуществления термоядерной реакции, а также выделения огромной энергии, генерирующейся 
во время синтеза.
Так рождается звезда.

English: 
things get hotter still as the collapsing
continues over millions of years, until the
atoms are reionized back into plasma, with
temperatures getting too hot for neutral atoms
to exist.
Eventually, the inner region of gas is so
hot that the outward pressure supports the
gas against further collapse, and we call
this a protostar, an object that is in a temporary
hydrostatic equilibrium.
More material from surrounding gas continues
to collect on the protostar, increasing the
gravitational potential energy.
With sufficient additional mass, collapse
then continues, with the inward pressure becoming
so great that it causes temperatures to rise
to millions of degrees, until things are hot
enough for nuclear fusion to occur, along
with the tremendous energy that fusion generates.
And with that, a star is born.

English: 
While this depiction was certainly oversimplified,
for our purposes, it will suffice to imagine
a star as a gigantic gas cloud that collapsed
on itself with such tremendous gravitational
force that it heated up until it became a
spherical furnace of plasma, a hot soup of
nucleons and electrons whizzing around.
The formation of this star results in tremendous
radiation which will trigger reionization
in surrounding nebula, stripping these gas
particles of their electrons.
This radiation can also push regions of gas
around to collide with others, in turn promoting
more star formation.
The precise nature of each star depends largely
on its mass, and later we will talk about
all different kinds of stars, how they form,
and how they die.
But for now, just imagine that during this
period, stars are forming all over the universe,

Russian: 
Для нашего с вами понимания, достаточно представить звезду в виде гигантского 
газового облака,
которое сжимается с такой огромной гравитационной силой, что нагревается до тех пор, пока не превращается
в сферическую печь плазмы, в горячий суп из нуклонов и электронов,
кружащихся вокруг.
Образование этой звезды приведёт к огромному излучению, которое вызовет реионизацию
в окружающей туманности, лишая газовые частицы их электронов.
Это излучение также может провоцировать столкновение одних областей газа с другими, 
что, в свою очередь,
также способствует образованию звёзд.
Точная природа каждой звезды во многом зависит от её массы, и чуть позже мы поговорим
о всех видах звёзд, о том, как они формируются и как они умирают.
А пока представьте себе, что в этот период по всей Вселенной формируются звёзды,

Russian: 
медленно, в течение сотен миллионов лет, освещая некогда смоляно-чёрный космос
и приближая окончание Тёмных веков.
Итак, мы прошли путь от крошечных атомов, разбросанных по всей Вселенной, 
до огромных звезд, сжигающих
водородное топливо, и светящихся, как светлячки.
Что случится дальше?
Ключевым фактором всё ещё будет оставаться гравитация, как и на протяжении всего нашего астрономического
путешествия.
Массивные звёзды создают сильную гравитацию вокруг себя, поэтому уже сами звёзды начинают собираться в плотных
областях также, как и частицы газа.
Так что, этот же период, связанный с процессом образования звёзд, - также является временем, когда начали формироваться
первые галактики.
Одни из них, карликовые галактики, содержат примерно от 100 миллионов 
до нескольких миллиардов
звёзд, а некоторые - гораздо больше, 
с несколькими сотнями миллиардов звёзд.
Но гравитация на этом не  останавливается.
Огромные галактики, наряду с тёмной материей, которую они содержат,  оказывают ещё 
большее гравитационное влияние,

English: 
slowly, over hundreds of millions of years,
lighting up the once pitch black cosmos and
bringing the dark ages to an end.
So we’ve gone from tiny atoms scattered
around the universe to huge stars, burning
hydrogen fuel and glowing like fireflies.
What happened next?
Well the key factor will continue to be gravity,
as will be the case throughout our astronomical
journey.
Massive stars exert a tremendous amount of
gravity, so stars began to collect in dense
regions just as the gas particles did.
This same period of time that accounts for
star formation is also when the first galaxies
began to form.
Some of these are dwarf galaxies, consisting
of around 100 million to a couple billion
stars, and some are much larger, with a few
hundred billion stars.
But gravity didn’t stop there.
These huge galaxies, along with the dark matter
they are embedded in, exert even greater gravitational

English: 
influence, such that they collect to form
groups, clusters, and superclusters.
By the end of this roughly one billion year
period of star and galaxy formation, the universe
has finally taken on a form that looks quite
familiar to us, and although our solar system
hasn’t formed yet, nor any planets anywhere
in the universe, we are much closer to the
way things are now than they were in the first
few seconds after the Big Bang.
So how did planets, and all of the other things
that aren’t stars, come about?
In order to be able to answer that, we have
to learn much more about stars first, so let’s
move forward and do just that.

Russian: 
и таким образом они собираются в группы, скопления и сверхскопления.
К концу периода образования звёзд и галактик, длиной примерно в миллиард лет, Вселенная,
наконец, приняла форму, которая кажется нам вполне знакомой. И хотя наша Солнечная система
с планетами пока ещё не сформировалась, 
мы намного ближе к тому,
как обстоят дела на сегодня, чем были в первые несколько секунд после Большого взрыва.
Так как же появились планеты и всё остальное, кроме звёзд?
Чтобы ответить на этот вопрос, мы сначала 
должны узнать гораздо больше 
о самих звёздах, поэтому давайте
двигаться вперёд и делать именно это.
