Курс «Звездные скопления» читается на физическом факультете в течении многих десятилетий для студентов старших курсов астрономического отделения и относится как к области астрофизики, так и к галактической астрономии. Звездные скопления – это «кирпичики», из которых сложены Млечный Путь и другие галактики, поэтому студентам необходимо иметь представление о происхождении, эволюции, физике звездных скоплений и методах, с помощью которых их исследуют. Скопления, с одной стороны, позволяют изучить структуру, кинематику, химическую эволюцию нашей Галактики, так как все физические характеристики (расстояние, возраст, поглощение в направлении на скопление, металличность (содержание элементов тяжелее гелия), лучевая скорость и собственное движение) определяются для скоплений намного точнее, чем для отдельных звезд, и при этом рассеянные скопления отслеживают дисковую подсистему Галактики, шаровые – сферическую. С другой стороны, с помощью молодых звездных скоплений и ассоциаций изучают физические процессы звездообразования, так как звезды, в основном, рождаются в группах и имеют схожие характеристики, отличаясь только массой, которая и определяет эволюционный путь звезды.  В последнее десятилетия в связи с появлением больших обзоров неба в видимом, инфракрасном, ультрафиолетовом и других диапазонах (GAIA, 2MASS, WISE, Spitzer, данные с телескопа им. Хаббла и др.)  многократно возрос объем информации, с помощью которой изучаются как характеристики скоплений в целом, так и отдельных звезд в них. В большинстве шаровых скоплений были найдены и детально исследованы вариации в содержании легких химических элементов среди звезд одного и того же скопления, что полностью изменило наше представление о формировании таких объектов. В нашей Галактике открыты молодые массивные скопления (считалось, что в Млечном Пути они отсутствуют), ядерное скопление в центре, несколько тысяч новых рассеянных скоплений и несколько десятков шаровых, причем выяснилось, что не менее трети шаровых скоплений попали в нашу Галактику из разрушенных карликовых галактик. Открыты многочисленные подсистемы звездных скоплений в далеких галактиках. В результате освоения спецкурса «Звездные скопления» студенты получат весь этот объем современных знаний о скоплениях, их месте в исследовании галактик, научатся планировать наблюдения, объяснять и оценивать результаты наблюдений, анализировать большие каталоги данных в применении к скоплениям.

Список всех тем лекций

Лекция 1. Звездные скопления. Введение.
Что такое звездное скопление? Рассеянные и шаровые скопления - определение и названия Шаровые скопления: характеристика, отличие от рассеянных Рассеянные скопления: характеристика Молодые шаровые скопления (YMC/SSC) Звездные ассоциации Ядерные звездные скопления Итоги: вопросы, которые будут обсуждаться в курсе

Лекция 2. Современные базы данных и каталоги звездных скоплений.
Литература по курсу База данных BDA и Dias W Bica Работы Gantat-Gaudin, Dias и др. Недавние открытия

Лекция 3. Число скоплений в Галактике. Методы поиска.
Оценка полного числа скоплений в Галактике Методы поиска звездных скоплений проверки связанности найденных групп звезд Результаты поиска новых скоплений Шаровые скопления

Лекция 4. Звездные скопления в ближайших галактиках.
ЗС в местной группе: БМО и ММО Сходства и различия систем с РЗС и ШЗС нашей Галактики Подсистемы звездных скоплений в других галактиках

Лекция 5. Система рассеянных звёздных скоплений в Галактике.
РЗС: состав, связь возраста с металличностью Примеры Распределение РЗС Кинематические параметры диска: поиск с помощью РЗС Методы определения расстояния до РЗС

Лекция 6. Методы определения физических параметров РЗС.
Байесовский алгоритм: BASE-9 Метод кросс-энтропии: CE-метод Сравнение точности параметров CMD 3.7 MESA Isochrones (MIST) Эволюция звезд солнечной металличности в большом диапазоне масс

Лекция 7. Методы определения членства звезд в РЗС. Цефеиды.
Фотометрический, статистический и кинематический критерии выделения членов скопления Применение DBSCAN + ANN Моделирование Монте-Карло эволюции двойных звезд в РЗС Соотношения между избытками цвета Результаты работ Anderson (2013) и Chen (2014) (2022) - поиск цефеид методом кластерного анализа DBSCAN

Лекция 8. Строение и размеры РЗС. Функция светимости и функция масс звезд в РЗС.
Образование популяций в молодых РЗС Функция поверхностной и пространственной плотности Распределение собственных движений Мультисегментный степенной закон Функция светимости

Лекция 9. Звездные ассоциации. Звездные комплексы.
Выделение молодых компонент Свойства ассоциаций Кластеры маломассивных звезд Конгломераты O-B звезд Динамические семейства РЗС

Лекция 10. Иерархичность звездообразования. Погруженные скопления.
Иерархическое скручивание Колмогоровский спектр Пары скоплений Погруженные скопления Исключения

Лекция 11. Диаграмма "цвет-величина" ШЗС. Эволюция в шаровых скоплениях.
Источники данных: базы данных Металличность Распределение ШЗС, их орбиты и скорости движения Влияние эволюции на ГП Эволюция на горизонтальной ветви

Лекция 12. Множественность населений звёзд в шаровых скоплениях.
Антикорреляции для звезд скоплений В каких ШЗС есть антикорреляции? Фотометрия в применении к исследованию ШЗС Объяснение двойной ГП

Лекция 13. Методы определения физических параметров шаровых скоплений.
Фотометрические методы определения расстояния: вершина ветви красных гигантов Фотометрические методы определения расстояния: стадия HB + RG clump Абсолютные методы определения расстояния Определение возраста шарового скопления Проект CARMA

Лекция 14. Состав и строение шаровых скоплений. Кинематика ШЗС.
Рентгеновские источники в ШЗС Черные дыры в ШЗС Модели Кинга, Уилсона, LIMEPY, SPEC Анализ кинематики и динамики ШЗС по Gaia eDR3

Лекция 15. Подсистема шаровых скоплений Галактики. Молодые массивные скопления.
Распределение ШЗС в Галактике ШЗС низкой светимости в направлении балджа Распределение ШЗС по металличности Природа ШЗС Аккрецированные галактики Сравнение свойств подсистемы ШЗС нашей Галактики с другими подсистемами Измеряемые характеристики ШЗС