Sandage в 1971 году нашел, что ярчайшие красные гиганты имеют сходную абсолютную звездную величину Mv = -3.0m+/-0.2m и что их можно использовать для оценок расстояний. В наше время полагают, что эти красные звезды представляют либо крайнюю точку первого подъема ветви красных гигантов (RGB) звезд малых масс, либо более яркую асимптотическую ветвь гигантов (AGB). Точность оценок расстояний (+/-0.2m) почти сравнима с первичными индикаторами расстояний: с цефеидами или звездами типа RR Лиры. Метод в то же время имеет ряд достоинств в сравнении с цефеидами и звездами типа RR Лиры: Наблюдения показали, что ITRGB в интервале ошибок +/-0.1m не чувствительна к металличности [Fe/H] < -0.7 dex; Метод требует гораздо меньше наблюдательного времени, чем для переменных звезд; Абсолютная звездная величина в цвете I для TRGB MI = -4m, что на 4m ярче, чем у звезд типа RR Лиры; По сравнению с цефеидами, красные гиганты могут располагаться вдалеке от областей звездообразования, что уменьшает влияние поглощения на их звездную величину. При современном уровне наземных телескопов метод может успешно применяться к галактикам, находящимся на расстояниях до (m-M)=28m (~4 Мпк - порядка расстояния до группы M81).
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Красные гиганты» з дисципліни «Астрофізика»
