
Spanish: 
Hemos hablado sobre el ciclo de vida de las estrellas que tienen aproximadamente la misma masa que el sol, poco más o menos, pero lo que quiero hacer en este video es hablar de
estrellas más masivas, "estrellas masivas" y cuando hablo de estrellas masivas estoy hablando de estrellas que tienen masas
superiores a 9 veces, superiores a 9 veces la masa del sol. Asi pues la idea general es exactamente la misma, vamos a empezar con
una enorme nube formada principalmente por hidrógeno y esta nube tendrá que ser más grande que las nubes que empezaron a condensarse para formar estrellas como nuestro sol
Comienza de este modo y en un momento dado la gravedad empieza a comprimirlo todo tánto que su centro se pone lo suficientemente caliente y denso para que el hidrógeno ignicie, para que el hidrógeno comience a fusionar.
o sea que esto es hidrógeno y está ahora fusionando, dejénme escribirlo, está ahora fusionando. Fusión de Hidrógeno,
déjenme escribirlo así, ahora tenemos Hidrógeno fusionando. El centro está en ignición y alrededor tenemos todo el material de la nube,
es decir el resto del hidrógeno y ahora está tan caliente que es realmente un plasma, es una especie de sopa de electrones y con la nucleosis
se formarán los átomos, especialmente cerca del centro. Asi que ahora tenemos hidrógeno en fusión, esto está ocurriendo a unos 10 millones de grados Kelvin y
quiero dejárlo muy claro, si estamos hablando de estrellas más masivas, en este momento habrá cada vez más y más gravedad y presión, incluso en este estado.
Incluso durante la sequencia principal de la estrella, porque es más masiva. Asi pues todo va a arder más rápido y más caliente
ASi que todo va a ser más rápido y más caliente que en otros casos con masas parecidas a la del sol. más rápido y más caliente...
Inlcuso el proceso actual va a ocurrir en un periodo de tiempo mucho más corto que con una estrella con masa similar a la del sol.
La vida de nuestro sol será 10 o 11 billones de años totales, aqui estamos hablado de unos 10 millones de años, es decir unos millares menos de vida efectiva.
En cualquier caso volvamos a pensar en lo que ocurre, imaginemos lo que pasa, todo va a ocurrir más rápido porque tenemos más presión, más gravedad, más temperatura
pero todo ocurrirá practicamente igual que en una estrella con masa como la del sol, y en un momento dado ese Helio, perdón ese hidrógeno empezará a fusionar formando un centro de Helio
este tendrá una corona de hidrógeno alrededor, va a tener una cororna de hidrógneo... una corona de hidrógeno en fusión alrededor, y después tenemos el resto de la estrella alrdedor ..
déjenme etiquetarlo, esto de aqui es...nuestro nucleo de Helio, y más y más helio va a ser creado mientras este Hidrógeno de la corona siga fusionandose
y en este momento si es una estrella del tamaño de nuestro sol o con la masa de nuestro sol, ahora es cuando la estrella se convierte en una gigante roja

iw: 
 
כבר דיברנו בעבר על מחזור החיים של כוכבים
במסה של השמש שלנו, פחות או יותר.
מה שאני רוצה לעשות בסרטון הזה,
זה לדבר על כוכבים בעלי מסה גדולה יותר.
 
וכשאני מדבר על כוכבים בעלי מסה גדולה יותר,
אני מדבר על כוכבים שמסתם יותר מפי 9
ממסת השמש שלנו.
אז הרעיון הכללי הוא בדיוק אותו הדבר.
נתחיל עם ענן ענק שבעיקר מורכב
ממימן.
וכעת, הענן הזה הולך להיות גדול יותר
מאשר העננים שנדחסו כדי ליצור כוכבים
כמו השמש שלנו.
אבל נתחיל מהענן הזה,
ולבסוף כוח המשיכה ימשוך הכל יחד.
והליבה של הענן הזה תהיה חמה ודחוסה מספיק
כדי שמימן יוצת, כדי שמימן יתחיל לעבור היתוך.
אז זה מימן, וכעת הוא עובר היתוך
תנו לי לכתוב את זה.
הוא עכשיו עובר היתוך.
היתוך מימן.
תנו לי לכתוב את זה ככה.

English: 
We've already talked about
the life cycle of stars
roughly the same mass as our
sun, give or take a little bit.
What I want to do
in this video is
talk about more massive stars.
And when I'm talking
about massive stars,
I'm talking about stars that
have masses greater than 9
times the sun.
So the general idea
is exactly the same.
You're going to start off
with this huge cloud of mainly
hydrogen.
And now, this cloud
is going to have
to be bigger than the clouds
that condensed to form stars
like our sun.
But you're going
to start with that,
and eventually gravity's
going to pull it together.
And the core of it is going
to get hot and dense enough
for hydrogen to ignite, for
hydrogen to start fusing.
So this is hydrogen,
and it is now fusing.
Let me write it.
It is now fusing.
Hydrogen fusion.
Let me write it like this.

Korean: 
우리는 이미 태양과 질량이 조금 크거나 작은,
대략 비슷한 항성(별)의 생애 주기에 대해 이야기해 봤는데요.
이번 강의에서는 더 거대한 별에 대해 이야기하겠습니다.
제가 이야기하는 거대한 별은 태양보다 질량이 9배 이상 큰 별들을 말합니다.
기본적인 개념은 정확히 똑같습니다.
먼저 주로 수소로 이루어진 이 거대한 성간운으로 시작합니다.
이때 성간운은 태양같은 별들을 구성하기 위한 성간운보다는 커야합니다.
이것으로 시작해 결국 중력이 성간운을 끌어당기게 됩니다.
이것의 중심부는 뜨겁고 밀도가 높아져
수소에 불이 붙는데 이떄 수소가 융합하기 시작합니다.

Portuguese: 
Nós já falamos sobre os ciclos 
de vida das estrelas
que possuem aproximadamente
a mesma massa do Sol.
Neste vídeo, eu vou falar mais 
sobre as estrelas massivas.
Estrelas massivas.
Quando falo de estrela massiva,
me refiro às estrelas com mais de 
nove vezes a massa do Sol.
A ideia é basicamente a mesma, começamos 
com uma grande nuvem de hidrogênio,
e esta nuvem deve ser maior que as que se 
condensam para formar estrelas como o Sol.
Vamos começar com esta, eventualmente a 
gravidade irá puxar tudo
e o núcleo dela ficará quente e 
denso o suficiente
para o hidrogênio inflamar,
para o hirogênio começar a se fundir.
Portanto, isto é hidrogênio 
e está agora se fundindo.
Está se fundindo.
Fusão de hidrogênio, deixe-me 
escrever assim.

Bulgarian: 
 
Вече говорихме 
за жизнения цикъл на звезди
с маса, приблизително равна
на тази на нашето Слънце.
В това видео искам да говоря
за звездите с по-голяма маса.
Под "масивни звезди" разбирай такива
с маса над 9 пъти по-голяма 
от тази на Слънцето.
Основната идея е една и съща.
Започва се с огромен, 
основно водороден облак.
В този случай той е по-голям 
от облаците,
които са кондензирали така, 
че да образуват звезди
като нашето Слънце.
И в двата случая обаче има облак,
който гравитацията в крайна сметка 
ще сгъсти.
Ядрото ще стане достатъчно 
горещо и плътно,
че да се запали и да започне 
термоядрен синтез с водород.
Това е водород, който в момента
 реагира.
Нека го запиша.
В момента синтезира.
Водороден термоядрен синтез.
Нека го напиша така.

Chinese: 
不过主要是这些元素
不过恒星只能到这里 不管它质量有多大
从氢开始
你们可以想想恒星无法再进行聚变时会怎样
其中子少2个 但质子多2个
形成的不只这些元素
我们将看到的是超新星
氖 氧 硅 如图中所示
氢聚变得到氦 氦聚变得到碳 然后所有这些
等等这些都会形成
至少通过传统聚变 传统点火机制是这样
说准确一些 这也可以说一直形成到镍56
还可能有其它元素 锂 铍 硼
还能得到越来越重的元素
这一节就到这里
这也会形成一些镍56 其原子量等同于铁56
这是一直到铁56的形成方式
这里有各种组合 我就不细讲了
镍56也会形成 恒星核可以看成是铁镍核
我讲了同太阳大小相当的恒星的生命周期
我讲了同太阳大小相当的恒星的生命周期
这一节视频我将讨论大质量恒星
所谓大质量恒星
也就是质量大于9倍太阳质量的恒星
基本情况还是一样的
最开始还是主要由氢组成的巨大云状物
但这里的云
比凝聚形成太阳这样的恒星时要大得多
最开始是这样 最终 引力会让这些聚拢到一起
这个的核心部位会变得炙热而稠密
从而让氢开始发生聚变
这里是氢发生聚变 也就是氢聚变
中心开始聚变 而周围是这些云物质
由于很热 周围是氢等离子体
就像电子和原子核的"浓汤" 而不是原子形态
特别是在接近核的位置
这是氢聚变 1千万开时开始发生
我要明确一点 由于我们讲的是大质量恒星
哪怕在这个阶段
这里会有更大的引力压强
哪怕在恒星的主序阶段
由于质量更大 这会更快燃烧 温度更高
这会比质量同太阳相当的恒星 燃烧更快 温度更高
而且这段时期也比质量同太阳相当的恒星 要短暂得多
而且这段时期也比质量同太阳相当的恒星 要短暂得多
太阳的寿命总共是100到110亿年
这里则可能是几千万年
大质量恒星寿命要小上千倍
看看这里是什么情况
这里的趋势将是更快
因为此时压强 引力 温度更高
不过发生方式还是和太阳这类恒星相同
最终 氢会聚变得到氦恒星核
其周围会有一层氢 这一层会发生聚变
然后是恒星剩下的部分 我标一下
这里是氦恒星核
随着这一层氢进一步聚变 氦将越来越多
质量同太阳相当的恒星
在此时会变成红巨星
因为随着越来越多的氦形成 核密度会越来越大
因为随着越来越多的氦形成 核密度会越来越大
随着密度越来越大
引力造成的压强也会越来越大
作用于外面这一层仍在发生聚变的氢
这会释放越来越多的向外能量 向外推 增大恒星的半径
这里的一般过程也就是
随着恒星质量越来越大
核中形成的元素也会越来越重
恒星密度越来越大 元素也会越来越重
最终点火 支撑核
但由于核本身密度越来越大
物质会由于越来越多的能量 而被推到越来越外面
不过如果恒星质量足够大 这些物质不会被推到
像类日恒星红巨星阶段时那么远的地方去
我们来看看这个规律会如何发展下去
最终密度足够大时 氦也会开始点火
这就会聚变得到碳 于是碳恒星核开始形成
这是碳恒星核
周围是一层氦
而在这一层氦靠近恒星核的位置 有氦在发生聚变
转变为碳 让碳恒星核越来越密 越来越热
然后这周围是氢聚变
然后是外面恒星的其它物质
这个过程会一直持续下去
最终碳会开始发生聚变
然后会得到越来越重元素构成的核
这是维基百科中描绘的较为成熟的大质量恒星
中间逐渐形成越来越重元素的层
最终核会得到铁
这里特别是铁56 也就是原子量为56的铁
周期表中 26是铁的原子序数 表示铁有26个质子
而56可以看作是质子和中子数之和
虽然这不完全准确
只能到这里是因为 通过铁聚变无法获得能量
让铁聚变形成更重元素实际上需要消耗能量
这将是一个吸热过程
因此铁聚变对支撑核没有帮助
我明确一下 这就是重元素的形成方式

Czech: 
Už jsme mluvili o životním cyklu hvězd
o zhruba stejné hmotnosti jako Slunce.
V rámci tohoto videa chci mluvit
o masivních (hmotnějších) hvězdách.
Když mluvím o masivních hvězdách,
pak mám na mysli hvězdy s hmotností
více než devětkrát hmotnost Slunce.
Hlavní myšlenka je úplně stejná, začneme
opět s obrovským mrakem, především vodíku,
a mrak musí být větší než mraky,
které kondenzovaly, aby vznikly hvězdy,
jako je naše Slunce.
Začneme s tím, a nakonec to bude
gravitace, co dá vše dohromady,
a jádro bude dostatečně žhavé a husté,
aby vodík začal fúzi (slučování jader).
A nyní začíná fúze.
Slučování jader vodíku.

Ukrainian: 
Ми вже говорили про життєвий цикл зірок,
які мають масу, подібну до маси нашого Сонця.
У цьому відео я хочу розповісти про
більш масивні зірки.
Масивні зірки - це зірки, маса яких є більшою,
ніж маса Сонця, помножена на 9.
Основна ідея та сама - все починається з
гігантської хмари, що складається в основному з водню.
І ця хмара має бути більшою, ніж та,
з якої сформувалось наше Сонце.
Потім гравітація почне стягувати її докупи, 
ядро стане досить щільним і розпеченим,
для того, щоб почався синтез водню.

Turkish: 
Yıldızların yaşam döngüleri üzerine zaten konuştuk, ancak konuştuğumuz yıldızlar, aşağı yukarı Güneş boyundakilerdi.
Bu videoda yapmak istediğim, daha büyük, devasa yıldızlar üzerine konuşmak.
Devasa yıldızlar derken kastettiğim, Güneş'ten dokuz kat daha fazla kütlesi olan yıldızlar.
Aslına bakarsanız, süreç genelde aynı. Başlangıcı yine dev hidrojen bulutlarından yapıyorsunuz...
...ama bu seferki bulut Güneş ve benzeri boyda yıldızların yoğunlaştığı bulutlardan daha büyük.
Bu noktadan başladıktan sonra göreceğiz ki, kütleçekim bunları merkeze doğru çekecek, bu yüzden de çekirdek ısınıp yoğunlaşarak...
...hidrojen füzyonlamaya hazır hale gelecek.

Hungarian: 
Beszéltünk már azoknak a csillagoknak az életciklusáról,
amelyek nagyjából olyan tömegűek ‒ kicsit nagyobbak vagy kisebbek ‒, mint a Nap.
Ebben a videóban a sokkal nagyobb tömegű csillagokról szeretnék beszélni.
Amikor nagy tömegű csillagot mondok,
akkor azokról a csillagokról beszélek, amelyeknek a tömege nagyobb a Nap tömegének a 9-szeresénél.
Szóval az általános elv teljesen ugyanaz.
Kezdetben van ez a főleg hidrogénből álló hatalmas felhő.
Most ennek a felhőnek nagyobbnak kell lennie,
mint azoknak, amelyek olyan csillaggá sűrűsödtek össze, mint a mi Napunk.
De ezzel kezdődik,
és végül a gravitáció fogja összetartani.
A magja elég forró és sűrű lesz
a hidrogén gyújtáshoz, a hidrogénfúzió beindulásához.
Tehát ez hidrogén, és most már összeolvad.
Hadd írjam le! Ez most már összeolvad.
Hidrogénfúzió.
Inkább így írom.

Polish: 
Opowiadaliśmy już o cyklu życia gwiazd o masach podobnych do naszego Słońca.
W tym filmie chciałbym opowiedzieć więcej o gwiazdach masywnych.
Mówiąc o masywnej gwieździe mam na myśli gwiazdę o masie większej niż 9 mas Słońca.
Ogólna koncepcja rozwoju jest podobna, na pewno zacznie się od ogromnej chmury złożonej głównie z wodoru.
Teraz chmura musi być większa od chmur z których powstały gwiazdy takie jak nasze Słońce.
Zaczniemy od czegoś takiego, w końcu grawitacja spowoduje skupienie się tej materii tak, że powstanie wystarczająco gorące i gęste jądro w którym zapoczątkują
się reakcje termojądrowe, innymi słowy fuzja wodoru.

Turkish: 
İşte füzyon başladı. Hidrojen füzyonu. Şimdi ortada hidrojen füzyonu gerçekleşmeye başladı.
Bunun etrafında ise çok yüksek sıcaklıklardan dolayı normal atom formlarından çıkmış ve sağa sola saçılmış elektronlar ile çekirdeklerden...
...oluşan bir çorba ayarındaki hidrojen plazması var.
Bu hidrojen füzyonu, daha önce de anlattığım gibi, 10 milyon derece civarında gerçekleşiyor.
Daha açık olmak gerekirse, burada devasa yıldızlardan bahsettiğimiz için, henüz bu safhada bile...
...aşırı kütleçekim basıncı olacaktır. Bu safhada dahi, yani yıldızın ana safhasında bile...
...yıldız çok daha büyük olduğundan, bu daha hızlı ve yüksek sıcaklıkta yanacaktır.
Yani bu, Güneş'in kütlesine göre birkaç kat daha hızlı ve sıcak olacak. Bundan dolayı da, bu safha bizim Güneşimiz ve benzeri...
...kütleli yıldızlara göre çok daha kısa sürecek. Güneş'in tüm ömrü yaklaşık 10-11 milyar...

iw: 
יש עכשיו היתוך של מימן במרכז.
אז הוא מוצת, ומסביבו, יש
רק את החומרים האחרים שמרכיבים את הענן.
אז שאר המימן...
ועכשיו, מכיוון שזה כל כך חם, זה רק פלזמה.
זה בעצם סוג של מרק של אלקטרונים וגרעינים
בניגוד לאטומים שלמים, בעיקר ליד הליבה.
אז עכשיו יש היתוך של מימן.
ראינו שזה קורה בערך ב-10 מליון קלווין.
ואני רוצה שזה יהיה מאוד ברור.
מכיוון שאנו מדברים על כוכבים מאסיביים,
אפילו בשלב הזה, הולך להיות
יותר כוח משיכה, אפילו בשלב הזה,
במהלך הסדרה הראשית של הכוכב.
בגלל שהוא יותר מאסיבי.
ולכן זה הולך להישרף מהר יותר ובטמפרטורה גבוהה יותר.
אז זה הולך להיות חם יותר ומהר יותר מאשר משהו
במסה של השמש שלנו.
 
ולכן אפילו השלב הזה הולך להתרחש בפרק זמן
קצר הרבה יותר מאשר עבור כוכבים בעלי מסה
כמו השמש שלנו.
אורך החיים של השמש שלנו הוא בסך הכל 10 עד 11 מיליארד שנים.

Polish: 
Następuje fuzja wodoru. Wodór spala się teraz w centrum.
Wokół jest jest chmura złożona z innych pierwiastków i reszty wodoru. Centrum jest teraz rozgrzane, jest to tak naprawdę plazma. Coś w rodzaju zupy elektronów
i jąder atomowych zamiast dobrze ułożonych atomów. Szczególnie blisko jądra.
W tym momencie mamy fuzję wodoru, widzieliśmy że potrzeba do tego temperatury około 10 milionów kelwinów.
Żeby była jasność, mówimy o bardziej masywnych gwiazdach, również na tym etapie rozwoju w ciągu głównym,
na jądro jest wywierane większe ciśnienie grawitacyjne.
Ze względu na swoją masywność gwiazda będzie się spalała szybciej i goręcej.
Będzie się spalać szybciej i goręcej niż coś o masie naszego Słońca. W związku z czym nawet początkowa faza będzie przebiegać
znacznie szybciej niż u gwiazdy podobnej do Słońca. Nasze Słońce łącznie będzie istniało od 10 do 11 miliardów lat,

Portuguese: 
Temos agora fusão de hidrogênio no centro.
A fusão está iniciada, e ao redor temos 
outros materiais da nuvem
o resto do hidrogênio está tão aquecido,
que é como um plasma,
um tipo de sopa de elétrons e núcleos, 
não átomos formados como perto do centro.
Temos uma fusão de hidrogênio, vemos isso
acontecer a 10 milhões de Kelvin e
quero deixar claro que quando 
falamos de estrelas massivas,
mesmo neste estágio,
estamos falando de muita 
pressão gravitacional,
mesmo neste estágio, durante a sequência
principal da estrela,
pois ela é mais massiva e 
irá queimar mais rápido.
Isso é mais rápido e quente do que 
algo com a massa do nosso Sol.
Mais rápido e mais quente.
Nesta fase, tudo acontece num período
menor que uma estrela com a massa do Sol.
Nosso Sol vive cerca de 10 ou 
11 bilhões de anos,

English: 
You now have hydrogen
fusion in the middle.
So it's ignited,
and around it, you
have just the other
material of the cloud.
So the rest of the hydrogen.
And now, since it's so
heated, it's really a plasma.
It's really kind of a soup
of electrons and nucleuses
as opposed to well-formed atoms,
especially close to the core.
So now you have hydrogen fusion.
We saw this happens at
around 10 million Kelvin.
And I want to make
it very clear.
Since we're talking
about more massive stars,
even at this stage,
there's going
to be more gravitational
pressure, even at this stage,
during the main
sequence of the star,
because it is more massive.
And so this is going to
burn faster and hotter.
So this is going to be faster
and hotter than something
the mass of our sun.
And so even this stage
is going to happen over
a much shorter period of
time than for a star the mass
of our sun.
Our sun's life is going to be
10 or 11 billion total years.

Bulgarian: 
В центъра вече има водороден синтез.
Гори, а около него се намира
останалият материал, 
съставляващ облака.
Тоест останалият водород.
Вече става дума за плазма, 
понеже е силно нагорещен.
Реално е като супа от електрони 
и атомни ядра,
а не добре сформирани атоми, 
особено при ядрото.
Вече има водороден термоядрен 
синтез.
Разбрахме, че това става при 
10 милиона Келвина.
Искам да е ясно.
Понеже става дума
за по-масивни звезди,
дори в тази фаза ще има по-голямо
гравитационно въздействие, тоест –
докато звездата е в 
Главната последователност,
пак, защото е по-масивна.
Следователно и ще гори по-бързо
и по-силно.
Тоест това ще гори по-бързо 
и по-силно в сравнение
с нещо от порядъка на Слънцето.
Тази фаза също така 
ще приключи много по-бързо,
отколкото при нещо 
с маса като на Сънцето.
Животът на нашето Слънце ще трае 
10-11 милиарда години.

Czech: 
Jde o fúzi vodíku
uprostřed, takže se zapálí
a okolo je další materiál mraku, čili
zbytek vodíku, který je nyní tak horký,
že jde o opravdovou plazmu připomínající
polévku elektronů a atomových jader
na rozdíl od dobře vytvořených atomů,
zejména blízko středu jádra.
Nastává fúze vodíku, což jsme viděli
při asi 10 milionech kelvinů.
A aby to bylo jasné, protože hovoříme
o masivních hvězdách,
již v této fázi tam bude
větší gravitační tlak,
a to dokonce i v této fázi,
během hlavní fáze tvorby hvězdy,
protože je mnohem hmotnější, tedy hoří
rychleji a za vyšší teploty.
Teď to bude rychlejší a žhavější
než při hmotnosti našeho Slunce.
A i tato fáze se bude dít
v mnohem kratší časové periodě
než u hvězdy o hmotnosti
našeho Slunce.
Délka života našeho Slunce je
odhadovaná na 10 nebo 11 miliard let,

Korean: 
중심에 수소핵 융합이 일어나고 있는데 이 주변에
성간운의 다른 물질들이 있습니다.즉, 수소의 나머지 부분들입니다.
이것들은 매우 가열되어 일반적인 원자와 다르게
핵과 전자의 수프, 플라스마 상태입니다. 특히 핵과 유사합니다.
수소핵 융합은 약 1억 켈빈에서 일어납니다.
확실히 하자면, 거대한 별에서는 이 단계에서도
엄청난 중력 압력이 있습니다. 심지어 이 단계,
별이 주계열성일때도 말입니다.
왜냐하면 이것들이 훨씬 거대해서 더 빨리 더 뜨겁게 타기 때문입니다.
따라서, 이것은 태양같은 질량을 가진 별보다는
더 빠르고 더 뜨거울 것입니다.
이 단계는 태양같은 질량을 가진 별보다는 짧은 기간동안 일어납니다.

Hungarian: 
Hidrogénfúzió van középen.
Itt beindult a fúzió, és körülötte
ott van a felhő többi anyaga.
A többi hidrogén.
Most már, mivel annyira felforrósodott, ez valójában plazma.
Ez lényegében elektronok és atommagok valamiféle „levese”
‒ szemben a jól megformált atomokkal ‒, különösen a maghoz közel.
Tehát most hidrogénfúzió zajlik,
láttuk, hogy ez 10 millió Kelvin körül történik.
Nagyon világossá szeretném ezt tenni.
Mivel nagyon nagy tömegű csillagokról beszélünk,
már ebben a szakaszban is nagyobb lesz a gravitációs nyomás, már ebben a szakaszban is
‒ a csillag fősorozati szakaszában ‒,
mert ez nagyobb tömegű,
és így gyorsabban és magasabb hőmérsékleten fog égni.
Tehát ez gyorsabb és forróbb lesz,
mint valamilyen, a mi Napunkhoz hasonló csillag.
És így ez a szakasz sokkal rövidebb ideig fog tartani,
mint a Naphoz hasonló tömegű csillagok esetében.
A Nap 10 vagy 11 milliárd évig fog élni összesen.

Ukrainian: 
І ось він плавиться. Відбувається синтез
водню в ядрі, а навколо нього -
решта матерії хмари, тобто водень, розпечений 
до стану плазми, такого собі супу з електронів
і ядер, на відміну від сформованих атомів,
особливо ближче до ядра зірки.
Синтез водню відбувається при температурі
10 мільйонів градусів Кельвіна.
Хочу звернути вашу увагу на те,
що ми говоримо про більш масивні зірки,
але навіть на цій стадії формування основної
послідовності зірки сила тяжіння досить велика,
тому що ці зірки набагато масивніші, а отже
водень горітиме швидше і при вищій температурі,
ніж зірки з масою Сонця. А отже цей процес
буде проходити набагато швидше,
ніж у зірки з масою, подібною до Сонця.
Життєвий цикл нашого Сонця триватиме 10-11

Bulgarian: 
Тук става дума за цифри 
от порядъка
на може би десетки милиони.
Животът им е 1000 пъти по-кратък.
Както и да е, нека помислим 
какво ще се случи.
Дотук знаем, че каквото и да стане,
то ще е по-бързо, защото се случва при
по-голямо налягане, гравитация
 и температура.
Иначе ще се случи по почти 
същия начин,
както при звездите с по-малка маса.
В един момент хелият – 
извинявам се, водородът –
ще се слее един с друг и става 
на хелиево ядро, което
ще има водородна обвивка 
около себе си.
Ще има водородна обвивка 
около себе си,
в която протича
водороден термоядрен синтез.
Останалата част от звездата 
я обгражда.
Нека го отбележа.
Това е хелиевото ядро.
Хелият в него 
ще се увеличава, докато
продължава синтезът от водорода.
Тогава звезда с масата 
или големината на Слънцето
започва да се превръща 
в червен гигант.
Колкото повече хелий се синтезира,
толкова по-плътно става ядрото.

iw: 
כאן, אנחנו מדברים על אולי
עשרות מליוני שנים.
משך חיים קצר יותר פי 1000.
אבל בכל אופן, בואו נחשוב על מה שקורה.
ועד כה, על התבנית של מה שקורה,
זה הולך להתרחש מהר יותר בגלל
שיש יותר לחץ, יותר כוח משיכה וטמפרטורה גבוהה יותר.
אבל זה הולך להתרחש באותה הדרך
כמו מה שראינו במקרה של כוכב במסה הדומה לשמש שלנו.
בסופו של דבר ההליום הזה -- סליחה, המימן
יותך לליבת הליום שתהיה לה
קליפה העשויה ממימן, מסביבה.
תהיה לה קליפה עשויה מימן,
קליפה שבה מימן שעובר היתוך.
ואז יש את שאר הכוכב מסביב.
אז תנו לי לכתוב את זה.
מה שנמצא כאן זו ליבת ההליום שלנו.
ויותר ויותר הליום הולך
להיווצר ככל שהמימן בקליפה מסביב עובר היתוך.
ובכוכב בגודל של השמש שלנו או במסה של השמש שלנו,
זו הנקודה בה הוא מתחיל להפוך לענק אדום.
בגלל שהליבה הזו הופכת לדחוסה יותר ויותר
ככל שיותר ויותר הליום מופק.

Korean: 
태양의 수명은 100억~110억년입니다. 여기서 저희는
이제 무슨 일이 일어날지 생각해봅시다.
이것은 빠르게 진행될 것입니다.
왜냐하면 압력, 중력, 온도가 높기 때문입니다.
하지만 우리가 태양과 같은 질량을 가진 별에서 본 것과
비슷하게 일어날 것입니다.
결국, 수소핵은 헬륨핵으로 융합될 것입니다.
수소 껍질이 주변에 있을 것이고

Ukrainian: 
мільярдів років. А масивна зірка буде
існувати десятки мільйонів років, тобто
приблизно в 1000 разів менше, ніж тривалість
існування нашого Сонця. Давайте подумаємо,
що ж трапляється із масивною зіркою, яка
має більший тиск, більшу силу тяжіння,
вищу температуру, але сам життєвий цикл 
буде схожим на цикл зірок із масою Сонця.
Водень, який бере участь у синтезі,
утворить гелієве ядро,
оточене водневою оболонкою.
А потім решта матерії зірки - давайте
я її підпишу.
Ось це у нас гелієве ядро.
Воно утворює все більше гелію, адже в
оболонці продовжується синтез водню.
Це в зірці з масою, подібної до маси 
нашого Сонця.
Це той етап, коли зірка перетворюється на
червоного гіганта, бо її ядро стає все
щільнішим і щільнішим, синтезується
все більше і більше гелію.

English: 
Here, we're going to
be talking about things
in maybe the tens of
millions of years.
So a factor of 1,000
shorter life span.
But anyway, let's think
about what happens.
And so far, just the
pattern of what happens,
it's going to happen
faster because we
have more pressure, more
gravity, more temperature.
But it's going to happen
in pretty much the same way
as what we saw with a
star the mass of the sun.
Eventually that helium--
sorry, that hydrogen
is going to fuse into
a helium core that's
going to have a hydrogen
shell around it.
It's going to have a
hydrogen shell around it,
hydrogen fusion shell around it.
And then you have the rest
of the star around that.
So let me label it.
This right here is
our helium core.
And more and more
helium is going
to be built up as this
hydrogen in this shell fuses.
And in a star the size of our
sun or the mass of our sun,
this is when it starts
to become a red giant.
Because this core is getting
denser and denser and denser
as more and more
helium is produced.

Turkish: 
...yıl civarında olacak. Burada bahsettiğimiz şey ise birkaç on "milyon" yıl civarında, yani burada çarpan...
...1000 kez azalıyor. Neyse, sürece odaklanalım.
Şimdiye kadar gördüğümüz kadarıyla, süreç daha hızlı işliyor çünkü daha yüksek basınç...
...kütleçekim ve sıcaklık var, ancak sürecin işleyişi Güneş benzeri kütleli yıldızlarda gördüğümüz biçimle hemen hemen aynı.
En nihayetinde bu hidrojen füzyon ile bir helyum çekirdeğine dönüşecek...
...ve bu çekirdeğin etrafında hidrojen füzyonuna devam eden bir kabuk oluşacak.
Bunun etrafında da yıldızın geri kalanı olacak. Buraya adlarını yazayım.
Buradaki helyum çekirdeğimiz.
Etrafındaki kabukta hidrojen füzyonlanmaya devam ettikçe burada giderek daha fazla helyum birikecek...
...ve bu yaklaşık olarak Güneş kütlesinde bir yıldız.
İşte burada bu yıldız bir kırmızı deve dönüşmeye başlayacak, çünkü çekirdek yoğunlaştıkça...
...ve üretilen helyum miktarı arttıkça...

Czech: 
v tomto případě půjde
o záležitost desítek miliónů let,
tedy o tisíckrát kratší délku života.
Každopádně, pojďme se
zamyslet, co se stane,
a podle tohoto vzoru se vše odehraje
rychleji z důvodu většího tlaku,
větší gravitace, vyšší teploty, ale stane
se to v podstatě stejně jako to,
co jsme viděli u hvězd
o hmotnosti Slunce.
Posléze vodík fúzuje
do heliového jádra,
které bude mít okolo sebe vodíkový obal,
vlastně obal fúzujícího vodíku.
Pak máte okolo zbytek
hvězdy. Označím to.
Právě tady je naše heliové jádro.
A více helia se bude hromadit
stejně během fúze vodíku,
stejně jako u hvězdy
hmotnosti našeho Slunce.
Toto je v době, kdy se začíná
stávat červeným obrem,
protože jádro zhoustne natolik,
že je produkováno více helia,

Hungarian: 
Itt most olyan dolgokról fogunk beszélni, amik
talán 10 millió évig tartanak.
Tehát 1000-szer rövidebb idő.
Mindenesetre nézzük, mi történik!
Tehát az eddig történtek sémája az, hogy
gyorsabb lesz, mert nagyobb a nyomás, nagyobb a gravitáció, nagyobb a hőmérséklet.
De nagyjából ugyanúgy fog történni, ahogy láttuk a Naphoz hasonló csillagok esetében.
Egyszer majd ez a hélium ‒ bocsánat, ez a hidrogén ‒
összeolvad héliummaggá, körülötte lesz a hidrogénből álló héj,
lesz körülötte egy hidrogénhéj,
hidrogénfúzió lesz körben a héjban,
és aztán e körül van a csillag többi anyaga.
Hadd jelöljem be!
Ez itt a hélium mag.
Egyre több hélium jön létre, ahogy a hidrogén itt a héjban összeolvad.
A mi Napunkhoz hasonló méretű vagy tömegű csillagok ekkor kezdenek átalakulni vörös óriássá,
mert a mag egyre sűrűbb és sűrűbb és sűrűbb,
ahogy egyre több hélium termelődik.

Polish: 
tutaj mówimy o życiu gwiazdy liczonym w dziesiątkach milionów lat,
czyli około 1000x krótszym okresie czasu. Zastanówmy się jednak co się stanie,
znany z mniej masywnych gwiazd model rozwoju jest w dużej mierze powtórzony w gwiazdach masywnych,
jednak z powodu większego ciśnienia, grawitacji i temperatury kolejne fazy kończą się znacznie szybciej.
Ostatecznie cały ten wodór ulegnie fuzji i powstanie jądro złożone z helu,
wokół którego powstanie otoczka - gdzie dalej będzie się odbywała fuzja wodoru.
I dalej reszta gwiazdy wokół tego. Pozwólcie, że dopisze oznaczenia.
Tutaj znajduje się jądro złożone z helu.
Coraz więcej helu będzie się w nim odkładać w miarę spalania się warstwy wodoru.
W gwiazdach o masie naszego Słońca
to jest etap kiedy gwiazda przeradza się w czerwonego giganta. Jądro staje się coraz bardziej gęste
w miarę jak więcej helu jest produkowane.

Portuguese: 
falamos aqui de algo em torno de 
10 milhões de anos.
Um período de vida 1000 vezes mais curto.
De qualquer forma, vamos pensar 
no que acontece.
Tudo acontecerá mais rápido,
porque temos mais pressão, mais 
gravidade, mais temperatura,
mas isso vai acontecer, basicamente, 
igual às estrelas com a massa do Sol.
Eventualmente, o hidrogênio irá
se fundir em um núcleo de hélio,
este será envolvido por uma casca 
de hidrogênio, hidrogênio fundido,
e ao redor dele temos o resto da estrela -
deixa eu marcar isso.
Este aqui é o núcleo de hélio
e cada vez mais e mais hélio será formado
à medida que o hidrogênio 
da casca se funde,
e isso, em uma estrela com a 
massa do nosso Sol,
este é o ponto em que é uma
gigante vermelha.
Porque seu núcleo começa a ficar cada
vez mais denso e mais hélio é produzido,

Turkish: 
...ve burası iyice yoğunlaştıkça...
...burada füzyonun halen devam ettiği hidrojen çekirdeği üzerindeki...
...kütleçekim basıncı da iyice artacak...
...ve bu da dışa daha fazla enerji salarak yıldızın tamamının genişlemesine yol açacak.
Bunu biraz ileri saracak olursak, genel süreç şöyle oluyor; yıldız giderek kütle kazandıkça...
...çekirdekte daha da ağır elementler oluşmaya başlar.
Yıldız da iyice yoğunlaştığı için, bu ağır elementler de...
...eninde sonunda çekirdeği besleyecek şekilde füzyon geçirmeye başlarlar.
Ancak çekirdeğin kendisi de iyice yoğunlaştığı için, dışarı itilen madde ve itici enerji de artar.
Fakat yıldız yeterince büyük olduğu için, Güneş benzeri, kırmızı dev safhalarında görüğümüz şekilde...
...maddenin etrafa saçıldığı bir safhaya gelmez.
Ancak bu sürecin nasıl ilerleyeceğine dair düşünelim.
Bu noktadan itibaren, bu helyum, yeterince yoğunlaştıktan sonra...
...ateşlenecek ve füzyon ile karbona dönüşmeye, dolayısıyla da bir karbon çekirdek oluşmaya başlayacak.

Portuguese: 
e conforme vai ficando mais denso,
há mais pressão gravitacional
sendo exercida sobre
a casca de hidrogênio para onde ainda
está acontecendo a fusão,
liberando mais energia e empurrando para
fora o raio da estrela.
Conforme avançamos no processo, você vai
perceber que a estrela fica mais massiva
e vamos ter mais elementos pesados sendo
formados no núcleo.
Esses elementos pesados, assim como a 
estrela, ficam mais densos
e eventualmente ajudarão a
inflamar o núcleo,
pois o núcleo está mais denso e o material
é empurrado para fora com mais energia.
Embora a estrela seja massiva, ela não
será empurrada como uma
gigante vermelha, numa gigante vermelha
com um tipo de Sol como estrela,
mas vamos pensar em como 
esse padrão vai continuar.
Eventualmente o hélio vai ficar 
denso o bastante para
inflamar e se fundir em carbono e teremos
a formação de um núcleo de carbono.

Bulgarian: 
Колкото по-плътно става,
толкова повече гравитационно налягане
въздейства на водорода 
от обвивката тук,
където се извършва синтезът.
Ще освобождава все повече 
енергия, увеличавайки
радиуса на самата звезда.
Тоест основният процес, който
се наблюдава с нарастването 
на масата на звездата,
е формирането на все по-тежки 
елементи в ядрото.
С нарастването на плътността
 на звездата,
тези все по-тежки елементи 
в крайна сметка
ще се запалят, "подпомагайки" ядрото.
Понеже то става все по-плътно,
материал от него ще се избутва 
все по-навън с все повече енергия.
Ако обаче звездата 
е достатъчно масивна,
няма да бъде избутан толкова навън,
както при червен гигант, някоя звезда
като Слънцето.
Нека все пак да помислим какво 
ще последва.
В крайна сметка, веднъж щом хелият 
стане достатъчно плътен,
ще се запали и синтезира 
във въглерод.
Ще се образува въглеродно ядро.

English: 
And as it gets denser
and denser and denser,
there's more and more
gravitational pressure
being put on the hydrogen,
on this hydrogen shell
out here, where we have
fusion still happening.
And so that's going to release
more outward energy to push out
the radius of the actual star.
So the general
process, and we're
going to see this as the star
gets more and more massive,
is we're going to have heavier
and heavier elements forming
in the core.
Those heavier and
heavier elements,
as the star gets
denser and denser,
will eventually ignite,
kind of supporting the core.
But because the core itself
is getting denser and denser
and denser, material is getting
pushed further and further out
with more and more energy.
Although if the star
is massive enough,
it's not going to be
able to be pushed out
as far as you will have
in kind of a red giant,
with kind of a sun-like star.
But let's just think
about how this pattern is
going to continue.
So eventually, that helium,
once it gets dense enough,
it's going to ignite and it's
going to fuse into carbon.
And you're going to have
a carbon core forming.
So that is carbon core.

iw: 
וככל שזה הופך ליותר ויותר דחוס,
יש יותר לחץ גרוויטציוני
שמופעל על המימן, בקליפת המימן הזו
כאן בחוץ, איפה שעדיין מתרחש היתוך המימן.
ולכן זה הולך לשחרר יותר אנרגיה כלפי חוץ כדי להגדיל
את הרדיוס של הכוכב עצמו.
אז התהליך בכללי, ואנחנו
הולכים לראות את זה ככל שהכוכב יותר ויותר מאסיבי,
הוא שיווצרו יסודות כבדים יותר ויותר
בליבה.
היסודות הכבדים יותר ויותר האלו,
ככל שהליבה נעשית דחוסה יותר,
יוצתו לבסוף, וסוג של יתמכו בליבה.
אבל מכיוון שהליבה עצמה הופכת לדחוסה יותר ויותר,
חומר נדחף כלפי חוץ רחוק יותר ויותר
עם יותר אנרגיה.
למרות שאם הכוכב מספיק מאסיבי,
הוא לא יהיה מסוגל לדחוף חומר החוצה
כמו שענק אדום היה מסוגל,
כמו כוכב בסדר גודל של השמש שלנו.
אבל בואו נחשוב על איך שהתבנית
הולכת להמשיך.
אז לבסוף, ההליום הזה, ברגע שזה יהיה מספיק צפוף,
יוצת ויעבור היתוך לפחמן.
ותחל להיווצר ליבת פחמן.
אז זו ליבת פחמן.

Polish: 
W miarę jak jądro staje się coraz bardziej gęste
większe ciśnienie grawitacyjne jest wywierane
na zewnętrzną warstwę wodoru, gdzie w dalszym ciągu trwa fuzja.
Co powoduje wydzielenie się na zewnątrz większej ilości energii, która z kolei powoduje powiększenie się promienia gwiazdy
Istnieje pewien ogólny schemat rozwoju - wraz ze zwiększaniem się masy początkowej gwiazdy
w jądrze będą powstawać coraz to cięższe pierwiastki,
te coraz cięższe pierwiastki wraz wzrostem gęstości gwiazdy
również zaczną syntezować w jeszcze cięższe, utrzymując jądro.
Ale ponieważ jądro samo w sobie staje się coraz gęstsze i gęstsze, lżejsze pierwiastki są wypychane na zewnątrz z coraz większą energią.
Pomimo to jeżeli gwiazda jest wystarczająco masywna to materia nie zostanie wypchnięta tak daleko
jak ma to miejsce w przypadku czerwonych olbrzymów będących jednym z etapów ewolucji podobnych do Słońca gwiazd.
Zastanówmy się jak będzie kontynuowany ten cykl.
Ostatecznie jądro składające się z helu stanie się dostatecznie gęste,
by rozpoczęła się fuzja helu wskutek której powstaje węgiel.

Czech: 
a jak stále více houstne a stále
vyšší gravitační tlak je zvenčí vyvíjen
na tento vodíkový obal,
kde stále dochází k fúzi,
vede to k uvolnění většího
množství vnější energie,
která zvětší poloměr hvězdy.
Ale pak, když se rychle přeneseme
dále v tomto obecném ději,
můžeme vidět, jak hvězda stále
více nabývá na hmotnosti,
v jádru se budou tvořit
stále těžší prvky,
takové prvky budou stále těžší,
jak hvězda nabývá na hustotě,
a nakonec se vznítí, tím podpoří jádro.
Ale protože jádro samo
o sobě je stále hustší
a materiál je stále více vytlačován
se stále větším množstvím energie...
Ačkoliv, pokud hvězda je dostatečně
hmotná, nebude to vytlačeno až tak daleko,
jak abychom předpokládali u rudého obra
u hvězdy podobné Slunci.
Zamysleme se,
jak tento model bude pokračovat.
Nakonec se helium bude...
Až bude dostatečně husté,
zapálí se a bude fúzovat do uhlíku
a bude formovat uhlíkové jádro.

Hungarian: 
És ahogy egyre sűrűbb és sűrűbb lesz,
egyre nagyobb gravitációs nyomás nehezedik a hidrogénre, a hidrogénhéjra itt kívül,
ahol még mindig zajlik a fúzió.
Ez több külső energiát szabadít fel, ami kitolja a jelenlegi csillag sugarát.
Tehát ez az általános folyamat,
és látni fogjuk, hogy ahogy csillag egyre nagyobb és nagyobb tömegű lesz,
egyre nehezebb és nehezebb elemek fognak keletkezni a magban.
Ezek az egyre nehezebb elemek
‒ ahogy a csillag egyre sűrűbb lesz ‒
végül majd begyulladnak, ilyenformán fenntartva a magot.
De mivel maga a mag egyre sűrűbb és sűrűbb lesz, a kilökött anyag egyre távolabbra kerül,
egyre nagyobb energiával.
Habár, ha a csillag elég nagy tömegű,
nem lesz képes olyan messzire kilökni, mint a vörös óriások,
mint a Nap-típusú csillagok.
Nézzük, hogyan folytatódik ez a séma!
Tehát végül ez a hélium ‒ ha egyszer elég sűrű lesz ‒,
be fog gyulladni, és elkezd összeolvadni szénné.
Akkor ki fog alakulni a szén mag,

Ukrainian: 
Зірка стає все щільнішою.
Сила тяжіння збільшується,
давлячи на водневу оболонку, де все ще
відбувається синтез, внаслідок чого
вивільняється все більше енергії 
зірки, спрямованої назовні,
за рахунок чого збільшується її радіус,
зірка стає більш масивною.
Все важчі елементи формуються
у ядрі.
Ці важкі елементи, по мірі того, як зірка
стає все щільнішою,
запалюються, підтримуючи ядро. Через те,
що
ядро стає щільнішим, речовина виштовхується
все далі і все більше виділяється енергії.
Хоча якщо зірка дуже масивна, її речовина
не буде виштовхуватися настільки далеко,
як у випадку із червоним гігантом, коли
зірка має масу, подібну до Сонця.
Давайте подумаємо,
як відбуватиметься цей процес.
Отже, коли гелій стане достатньо щільним,
він почне синтезувати вуглець, буде
формуватися вуглецеве ядро.

iw: 
זו ליבת פחמן.
מסביבה, יש ליבת הליום.
 
וליד מרכז ליבת ההליום,
יש קליפה של הליום שעובר היתוך -
זה הליום, לא מימן - שהופך לפחמן, וגורם
לליבת הפחמן להיות דחוסה יותר וחמה יותר.
ואז מסביבו, מתרחש היתוך של הליום, היתוך של מימן!
חייב לשים לב לזה...
יש היתוך של מימן.
ואז מסביב לזה, יש את שאר הכוכב.
 
וככה התהליך הזה הולך להמשיך.
בסופו של דבר הפחמן הולך לעבור היתוך.
והולכים להיווצר יסודות כבדים יותר ויותר בתוך הליבה.
והולכים להיווצר יסודות כבדים יותר ויותר בתוך הליבה.
וזה התיאור מתוך ויקיפדיה
של כוכב מאסיבי יחסית בוגר.
והקליפות האלו ממשיכות להיווצר
מיסודות כבדים יותר ויותר, וליבות העשויות
מיסודות כבדים יותר, עד שלבסוף,
מגיעים לברזל.
ובפרט, אנחנו מדברים על ברזל 56.
ברזל בעל מסה אטומית של 56.
כאן בטבלה המחזורית הזו 26 זה המספר האטומי שלו.
זה מציין את מספר הפרוטונים שיש לו.

Portuguese: 
Este é o núcleo de carbono, ao redor dele
temos um núcleo de hélio,
um núcleo de hélio,
e próximo ao centro deste temos uma 
casca de hélio se fundindo
hélio, não hidrogênio,
se transformando em carbono, tornando
o núcleo de carbono mais quente e denso,
ao redor dele temos a fusão do hidrogênio,
fusão de hidrogênio, temos 
que ter cuidado,
e ao redor dela temos o resto da estrela.
Esse processo continuará,
eventualmente esse carbono vai 
começar a se fundir
e você terá elementos mais pesados
formados no núcleo.
Essa é uma figura do Wikipédia de 
uma estrela massiva madura,
as cascas de elementos mais pesados 
continuam se formando
até que o núcleo desse elementos pesados,
eventualmente, forme o ferro
e estamos falando particularmente
do ferro-56, que possui massa atômica 56.
Na tabela periódica, 26 é o número 
atômico, é a quantidade de prótons,

Hungarian: 
ez tehát a szén mag,
körülötte a hélium mag.
A hélium mag közepéhez közel
van a héliumhéj, ami összeolvad
‒ a héj héliumból áll, nem hidrogénből ‒, átalakul szénné,
a szén magot egyre sűrűbbé és forróbbá teszi.
És aztán e körül hidrogénfúzió zajlik.
Óvatosnak kell lenni.
Itt hidrogénfúzió van,
és körülötte van a csillag többi része.
És ez a folyamat folytatódik.
Végül ez a szén elkezd összeolvadni.
Egyre nehezebb elemek fognak kialakulni a magban.
Ez az ábra a Wikipédiából van, egy meglehetősen idős, nagy tömegű csillagot ábrázol.
Folyamatosan alakulnak ki ezek az egyre nehezebb elemekből álló héjak,
az egyre nehezebb elemekből álló magok,
egészen addig, amíg végül eljutunk a vasig.
Főleg az 56-os vasról beszélünk,
az 56-os tömegszámú vasról.
A periódusos rendszerben ez a 26 a rendszáma,
ez az, hogy mennyi protonja van.

Czech: 
Toto je uhlíkové jádro,
okolo něj máte heliové jádro
a poblíž středu heliového jádra je obal,
kde se helium slučuje a vzniká uhlík,
což způsobuje, že uhlíkové jádro
se stává hustší a žhavější,
dále v tomto okolí dochází k fúzi vodíku
a pak okolo tohoto máte zbytek hvězdy.
A tak ten děj pokračuje,
až se nakonec začne slučovat uhlík,
a tak se formují
stále těžší a těžší prvky.
Tento obrázek poměrně zralé
masivní hvězdy je získaný z Wikipedie.
A tak se formují obaly stále těžších prvků
a jádra stále těžších prvků,
až se nakonec dostanete k železu.
A zejména hovoříme o železe 56,
železe s relativní atomovou hmotností 56.
V periodické tabulce je 26 jeho
atomové (protonové) číslo,
říká, kolik obsahuje protonů.

Polish: 
To jest już jądro złożone z węgla, nad nim formuje się jądro złożone z helu. Na granicy pomiędzy nimi tworzy
się warstwa helu ulegającemu fuzji do węgla, tworząc coraz to bardziej gęste, węglowe jądro.
Wokół tego wszystkiego znajduje się otoczka w której następuje synteza wodoru, wokół otoczki znajduje się reszta gwiazdy.
Proces jest kontynuowany,
w końcu rozpocznie się synteza znajdującego się w jądrze węgla
i w gwieździe zaczną powstawać coraz to cięższe pierwiastki.
To jest przedstawienie dosyć dojrzałej, masywnej gwiazdy (ściągnięte z Wikipedii).
W gwieździe ciągle powstają kolejne warstwy coraz to cięższych pierwiastków.
Powstają coraz to cięższe jądra pierwiastków, do momentu kiedy dojdziemy do żelaza.
Konkretnie chodzi nam o
żelazo-56. Żelazo o masie atomowej 56.
W układzie okresowym żelazo posiada liczbę atomową 26 - oznacza ona liczbę protonów w jądrze.

English: 
That's a carbon core.
Around that, you
have a helium core.
And near the center
of the helium core,
you have a shell
of helium fusion--
that's helium, not hydrogen--
turning into carbon, making
that carbon core
denser and hotter.
And then around that,
you have hydrogen fusion.
Have to be very careful.
You have hydrogen fusion.
And then around that, you
have the rest of the star.
And so this process is just
going to keep continuing.
Eventually that carbon
is going to start fusing.
And you're going to
have heavier and heavier
elements form the core.
And so this is a
depiction off of Wikipedia
of a fairly mature massive star.
And you keep
forming these shells
of heavier and heavier
elements, and cores
of heavier and heavier
elements until eventually, you
get to iron.
And in particular, we're
talking about iron 56.
Iron with an atomic mass of 56.
Here on this periodic table
that 26 is its atomic number.
It's how many protons it has.

Bulgarian: 
Това е въглеродно ядро.
Около него има хелиево ядро.
Близо до центъра на хелиевото ядро
има обвивка от синтезиращ хелий –
хелий, а не водород – 
превръщащ се във въглерод,
правейки ядрото по-плътно и горещо.
В по-външен слой има хелий... термоядрен синтез от водород.
Трябва да внимавам.
Има водороден термоядрен синтез.
Около него е останалата част 
от звездата.
Този процес ще продължи 
по същия начин.
В един момент въглеродът 
ще започне да синтезира.
Ядрото ще се образува от 
все по-тежки елементи.
Това е изображение от Уикипедия
на една доста зряла масивна звезда.
Продължават да се образуват обвивки
и ядра от все по-тежки елементи
докато накрая не се стигне до желязо.
По-точно – желязо 56.
Тоест желязо с атомна маса 56.
В периодичната система 
атомният му номер е 26.
Толкова протони има.

Turkish: 
İşte bu karbon çekirdek. Etrafında helyum çekirdek var. Bu helyum çekirdeğin merkezi yakınlarında ise...
...füzyon ile karbona dönüşen ve karbon çekirdeği daha yoğun ve sıcak hale getiren helyum kabuğu var.
Bunun etrafında hidrojen füzyonu var, bunun da etrafında ise yıldızın geri kalanı var.
İşte bu süreç böyle devam ediyor.
Devamında da karbon füzyon geçirmeye başlıyor.
Dolayısıyla süreç boyunca oluşan elementler ağırlaşıyor.
Burada oldukça olgun bir yıldıza dair Vikipedya'dan alınmış bir görsel var.
Yani bu kabuklar ve çekirdekler, giderek daha da ağır elementler...
...ortaya çıkarmaya devam ederler, ta ki demire kadar.
Burada özellikle bahsettiğimiz...
...demir 56, yani atom kütlesi 56 olan demir.
Buradaki periyodik tabloda, atom numarası 26 ve bu kaç protonu olduğunu gösterir.

Ukrainian: 
Ось у нас вуглецеве ядро, навколо нього
маємо гелієве ядро, а біля центру гелієвого ядра
маємо оболонку з гелію, яка перетворюється
на вуглець, роблячи вуглецеве ядро щільнішим
і гарячішим. Навколо відбувається синтез
водню, а навколо - решта речовини зірки.
І цей процес продовжується,
поки вуглець теж не почне свій синтез.
Після цього формуються важчі
елементи.
На цьому зображенні із Вікіпедії
ви бачите доволі зрілу масивну зірку.
Утворення таких оболонок і ядер із
важких елементів
буде продовжуватися, поки не утвориться
залізо,
а саме
залізо-56, тобто залізо з атомною
масою 56.
В періодичній таблиці залізо має число
26, яке позначає кількість протонів у ядрі.

Ukrainian: 
А число 56 позначає суму протонів і
нейтронів.
Хоча і не зовсім точно.
Синтез закінчується залізом, тому що при
синтезі заліза енергія не виділяється.
Синтез заліза у важчі елементи потребує
енергії.
Це ендотермічна реакція.
Тому синтез заліза не дасть
енергії ядру.
Саме таким чином формуються
важкі елементи.
Ми почали з водню.
Із водню синтезується гелій, гелій синтезує
вуглець, а потім із цих речовин
у різних варіаціях (не буду вдаватися в
деталі) утворюють все важчі елементи:
неон, кисень і, як ви бачите ось тут -
кремній. Утворюються не лише ці елементи,
хоча це основні елементи ядра,
але й такі елементи як літій, берилій, бор,
а також інші елементи.
Саме так формуються елементи до заліза-56.

Turkish: 
56 proton ve nötronları toplamı demektir,...
...ancak bu kesin bir ifade değil.
Fakat burada, bu noktada durmamızın sebebi, demirin füzyonundan enerji elde edememeniz.
Demirin füzyon ile daha ağır elementlere dönüşmesi, tam tersi enerji ister.
Dolayısıyla bu bir endotermik süreç olur.
Yani demiri füzyonlamak çekirdeğe faydalı olmaz.
Açık olmak gerekirse; ağır elementlerin nasıl oluştuğunun açıklaması budur.
Hidrojen ile başladık.
Hidrojen füzyon ile helyum oldu, helyum füzyon ile karbon oldu ve bunun ardından buradaki birçok element...
...çeşitli kombinasyonlarla ortaya çıkar. Burada fazla detaya girmeyeceğım. Ortaya çıkan ağır elementler şunlar:
Neon, oksijen ve bu tarafta gördüğünüz...
...silisyum. Tabii ortaya çıkan elementler sadece bunlar değil, ama bunlar çekirdekte yüksek oranda oluşan elementler.
Ancak bu süreçte tüm bu lityum, berilyum, bor ve bunlar gibi...
...birçok element ortaya çıkar.
İşte, demir 56'ya kadar elementler bu şekilde ortaya çıkar.

Czech: 
56 znamená počet protonů a neutronů,
ačkoliv to nemusí být vždy přesné.
Důvod, proč v tomto bodě
dochází k zastavení, je ten,
že slučováním jader železa
nemůžete dostat energii.
Slučování železa do těžších prvků
za železem vyžaduje další energii,
musel by to být endotermický děj.
Slučování železa by tedy
nepodpořilo jádro.
Aby to bylo jasnější,
takto se vytvářejí těžší prvky.
Začínáme s vodíkem.
Vodík se slučuje do helia,
helium do uhlíku
a pak do dalších prvků
v různých kombinacích.
Nechci zacházet do velkých detailů,
ale slučují se do těžších prvků:
neon, kyslík a vidíte je tady napravo.
Křemík... A to nejsou
jediné prvky, které se tvoří,
ale jsou jedny z hlavních
prvků tvořících jádro.
Stejnou cestou získáte i všechny ostatní,
lithium, beryllium, bor.
Všechny tyto prvky se budou tvořit.
To je způsob,
jakým se tvoří prvky před železem 56.

English: 
56, you kind of view it
as a count of the protons
and neutrons, although
it's not exact.
But at this point, the reason
why you stop here is that you
cannot get energy
by fusing iron.
Fusing iron into heavier
elements beyond iron
actually requires energy.
So it would actually be
an endothermic process.
So to fuse iron actually
won't help support the core.
So what I want to do in this--
So just to be very clear,
this is how the heavy
elements actually formed.
We started with
hydrogen, hydrogen fusing
into helium, helium
fusing into carbon,
and then all of these things
in various combinations--
and I won't go into
all the details--
are fusing heavier
and heavier elements.
Neon, oxygen, and you
see it right over here.
Silicon.
And these aren't the only
elements that are forming,
but these are kind of the main
core elements that are forming.
But along the way, you have
all this other stuff, lithium,
beryllium, boron.
All of this other
stuff is also forming.
So this is how you form
elements up to iron 56.

Hungarian: 
Az 56-ot veheted úgy, hogy ez a protonok és a neutronok száma,
habár ez így nem pontos.
De ezen a ponton ‒ azért állunk itt meg, mert a vas fúziójával nem tudunk energiát nyerni.
A vas egyesülése nehezebb elemekké ‒ a vason túli elemekké ‒ valójában energiát igényel,
tehát ez lényegében egy endoterm folyamat lenne.
Tehát a vas fúziója nem segítene fenntartani a magot.
Tehát amit akarok ebben ‒ csak hogy egyértelmű legyen ‒ az, hogy
lényegében így jönnek létre a nehezebb elemek.
A hidrogénnel kezdtük, a hidrogén összeolvad héliummá,
a hélium összeolvad szénné,
aztán az összes többi dolog különféle kombinációkban
‒ nem fogok belemenni a részletekbe ‒
összeolvad egyre nehezebb elemekké.
Neon, oxigén, itt látod.
Szilícium.
És nem csak ezek jönnek létre.
de ezek a fő alkotóelemek, amelyek kialakulnak a magban.
A folyamat során ez az összes anyag
‒ lítium, berílium, bór ‒,
az összes többi anyag is kialakul.
Tehát így jönnek létre az elemek a vasig.

Portuguese: 
56 é a quantidade de prótons e neutrons
embora não seja exata,
mas nesse ponto não há mais energia
para a fusão do ferro.
Fundir o ferro em elementos mais 
pesados requer energia
e isso, na verdade, é um 
processo endotérmico,
então a fusão do ferro não ajudará 
na sustentação do núcleo.
Para deixar bem claro, é assim que os 
elementos mais pesados são formados
começamos com o hidrogênio,
o hidrogênio se funde em hélio, o hélio
em carbono e todas essas coisas
em várias combinações, não vou detalhar, 
fundem-se em elementos mais pesados
néon, oxigênio, que você pode 
ver bem aqui, silicone,
estes não são os únicos elementos 
formados, mas são os principais,
ao longo do caminho você terá outras 
coisas como lítio, berílio, boro,
entre outros.
É assim que você forma elementos
a partir do ferro 56,

Bulgarian: 
56 е един вид броят и на протоните, и
на неутроните, макар и не точно.
Дотук обаче спира процесът, 
защото не се отделя
енергия след синтеза на желязото.
Синтезирането му 
в по-тежки елементи
изисква енергия.
Процесът става ендотермичен.
Тоест синтезът след желязо няма да подпомогне 
отделянето на енергия в ядрото.
Това, което искам да е ясно, е, че така
са се образували по-тежките елементи.
Започва се с водород, който синтезира
хелий, който синтезира въглерод,
и така, във всевъзможни комбинации –
няма да се спирам подробно –
се синтезират все по-тежки елементи.
Тук се вижда – неон, кислород,
силиций.
Това не са единствените 
образуващи се елементи,
но те са основните, съставляващи ядрото.
Има и други – литий, берилий, бор.
Всички тези също се формират.
Това се случва с всички елементи 
до желязо 56.

Polish: 
56 jest interpretowane jako liczba protonów i neutronów,
ale nie jest tak do końca.
Powodem, dla którego zatrzymujemy się przy żelazie jest to, że jego fuzja nie dostarcza energii.
Fuzja żelaza w cięższe od niego pierwiastki wymaga dostarczenia energii,
jest więc tak naprawdę procesem endotermicznym.
Czyli fuzja żelaza nie jest w stanie utrzymać jądra.
W ten sposób tworzą się cięższe pierwiastki:
zaczynamy od wodoru,
wodór syntezuje się do helu, hel syntezuje się do węgla i później kolejne syntezy pierwiastków
w różnych kombinacjach, nie będę wchodził w szczegóły tworzą się nowe pierwiastki:
neon, tlen i krzem.
Nie są to jedyne pierwiastki jaki są tworzone, ale stanowią znaczącą większość.
Po drodze tworzą się również inne pierwiastki: lit, beryl, bor.
W ten sposób tworzą się pierwiastki
z układu okresowego, aż po żelazo-56.

iw: 
56, אפשר לחשוב על זה כמספר הפרוטונים
והניוטרונים, למרות שזה לא מדויק.
אבל בנקודה הזו, הסיבה שעוצרים כאן היא
שאי אפשר לקבל עוד אנרגיה על ידי היתוך של ברזל.
היתוך של ברזל ליסודות כבדים יותר מברזל
למעשה דורש אנרגיה מהסביבה.
אז למעשה זהו תהליך אנדותרמי.
לכן התכה של ברזל, לא תתמוך בליבה.
אז מה שאני רוצה לעשות כאן, רק כדי להיות מאוד ברור,
זו הצורה שבה האלמנטים כבדים נוצרים למעשה.
התחלנו עם מימן, היתוך של מימן
להליום, היתוך של הליום לפחמן,
ואז כל הדברים האלו בקומבינציות שונות -
ואני לא נכנס לכל הפרטים הקטנים -
מתיכים ויוצרים יסודות כבדים יותר.
נאון, חמצן, וניתן לראות את זה כאן בצד.
צורן (סיליקון).
ואלו לא היסודות היחידים שנוצרים,
אבל אלו פחות או יותר היסודות המרכזיים שמהם מורכבות הליבות.
אבל במהלך הדרך, יש כל מני דברים אחרים, אבנן (ליתיום),
בריליום, בורון.
כל היסודות האלו גם נוצרים.
אז ככה נוצרים יסודות עד ברזל 56.

Portuguese: 
e é assim que você forma também
o níquel 56, para ser exato.
Haverá também uma parte de níquel 56,
que possui a mesma massa do ferro 56
só que ele tem dois nêutrons a menos
e dois prótons a mais.
O níquel 56 também pode formar
um núcleo de níquel e de ferro,
mas isto é o quão distante a
estrela pode chegar,
independentemente da massa,
pelo menos através da fusão e do mecanismo
de ignição tradicionais.
Vou parar por aqui
para que você possa pensar sobre o que
acontece em seguida
agora que essa estrela não pode
mais se fundir.
Na verdade, o que vamos 
ter é uma Supernova.
Legendado por: [Karina Borges]

Turkish: 
Ayrıca "nikel 56'ya kadar" da diyebiliriz.
Ortaya bir miktar nikel 56 da çıkacaktır.
Demir 56 ile aynı kütleye sahiptir.
Yalnızca iki nötron eksiği, iki proton fazlası vardır.
Yani nikel 56 da ortaya çıkar ve bir nikel-demir çekirdek oluşabilir...
...ancak bu yıldızın büyüklüğünden bağımsız olmak kaydıyla bir yıldızın...
...geleneksel füzyon ile gelebileceği son noktadır.
Konuyu burada bırakmak istiyorum.
Böylece bu yıldıza, füzyon durduktan sonraki safhada ne olabileceğini düşünebilesiniz.

Czech: 
Abychom byly přesní, je to také způsob,
jakým se tvoří nikl 56.
Bude tam také nikl 56, který má
stejnou hmotnost jako železo 56,
má pouze o dva neutrony méně
a o dva protony navíc.
Bude se tvořit také nikl 56,
takže jádro může být nikloželezné.
Ale jde o to, jak daleko může zajít
hvězda, bez ohledu na svou hmotnost,
tím, jak prochází
tradiční fúzi (slučováním),
tradičním mechanizmem spalování.
Tady vás nyní zanechám,
můžete přemýšlet o tom,
co by se nyní mohlo dít dál,
pokud v takové hvězdě nemůže
docházet k dalšímu slučování.
A uvidíme, že to bude supernova.

English: 
And also, this is actually how
you can form up to nickel 56,
just to be exact.
There will also
be some nickel 56,
which has the same
mass as iron 56,
just has two fewer neutrons
and two more protons.
So nickel 56 will
also form, can also
be, it'll be like
a nickel-iron core.
But that's about
how far a star can
get, regardless of how massive
it is, at least by going
through traditional
fusion, through
the traditional
ignition mechanism.
What I want to do
is leave you there
just so you can think about
what might happen next,
now that we can't fuse
this star anymore.
And what we're actually going to
see is that it will supernova.

iw: 
וזה גם הדרך שבה נוצרים יסודות עד ניקל 56.
רק כדי להיות מדויק.
יהיה גם קצת ניקל 56,
שלו את אותה המסה של ברזל 56.
רק שיש לו פחות שני ניוטרונים ויותר שני פרוטונים.
אז ניקל 56 יכול גם להיווצר, יכול להיות גם,
זו תהיה ליבת ניקל-ברזל.
אבל זה בערך הגבול אליו כוכב יכול להגיע,
ללא קשר לכמה מאסיבי הוא יהיה, לפחות בדרך
של היתוך רגיל, באמצעות
מנגון ההצתה הרגיל.
מה שאני רוצה לעשות זה לעצור כאן
רק כדי שתוכלו לחשוב על מה שעשוי לקרות בהמשך,
כעת שאנו לא מסוגלים להתיך את הכוכב יותר.
ומה שאנחנו הולכים לראות זה שהכוכב יעבור סופרנובה.
 

Polish: 
Będąc zupełnie dokładnym w ten sposób da się wytworzyć pierwiastki aż po nikiel-56.
Będzie również trochę niklu-56.
Który ma taką samą masę jak żelazo-56,
posiada po prostu dwa mniej neutrony i dwa więcej protony.
Powstanie również nikiel-56, czyli będziemy mieć do czynienia z niklowo-żelaznym jądrem.
Mniej więcej do tego punktu jest w stanie dojść gwiazda, niezależnie od tego jak bardzo jest masywna.
Przynajmniej podążając klasycznym schematem syntezy pierwiastków.
W tym miejscu chciałbym was zostawić,
tak byście mogli się zastanowić, co może się stać później w momencie, kiedy w jądrze gwiazdy nie może utrzymywać się dalej synteza i staję się ono niestabilne.

Ukrainian: 
Уточню також, що може сформуватися і
нікель-56.
Також буде нікель-56,
який матиме таку ж атомну масу, що і
залізо-56.
Просто у нього на 2 нейтрони менше і на 2
протони більше.
Отже, це нікель-56, який може утворювати
нікель-залізне ядро,
але це стосується того, як далеко може
зайти синтез елементів у зірках,
принаймні, традиційним шляхом, за
допомогою традиційних механізмів синтезу.
На цьому я завершую своє пояснення,
щоб ви могли подумати, що трапиться після
того, як припиниться синтез елементів у зірці.
Далі ви побачите, як вона перетвориться на
наднову зірку.
Переклад на українську мову: Ольга Дейко, рев'юер: Юлія Білаш, благодійний фонд "Magneticone.org"

Bulgarian: 
Също, това е и как се стига 
до никел 56,
за да сме точни.
Ще има и никел 56,
който е със същата маса 
като желязо 56,
но просто има два неутрона 
по-малко и два протона повече.
Тоест никел 56 също ще се образува
и ще се получи ядро от никел и желязо.
Само дотам обаче може 
да стигне една звезда,
независимо от масата си, само чрез
традиционния термоядрен синтез, 
традиционния
механизъм на запалване.
Иска ми се дотук да спрем,
за да можеш да си помислиш 
какво се случва нататък,
след като звездата вече 
не може да синтезира.
Ще видим, че следва супернова.
 

Hungarian: 
És emellett kialakulhatnak a nikkel-56-ig is tulajdonképpen,
csak hogy pontosak legyünk.
Valamennyi nikkel-56 is lesz itt,
aminek ugyanakkora a tömege, mint a vas-56-nak,
csak 2-vel kevesebb neutronja és 2-vel több protonja van,
tehát nikkel-56 is létrejön, létrejöhet,
egyfajta nikkel-vas mag lesz.
De ennyit erről, hogy hová juthat el egy csillag,
attól függetlenül, hogy mekkora a tömege,
legalábbis ahogy a hagyományos fúzión,
a hagyományos gyújtási mechanizmuson keresztülmegy.
Most, hogy itt hagylak, szeretném,
ha elgondolkodnál azon, mi történhet ezután,
most, hogy a csillagunkban már nem lehetséges fúzió.
Valójában azt fogjuk látni, hogy szupernova lesz belőle.
 

Turkish: 
Bundan sonra göreceğimiz şey ise, yıldızın başından geçecek süpernova patlaması.

Polish: 
Przekonamy się, że czeka nas supernowa.
