查看“︁標準燭光”︁的源代码

{{Otheruses|subject=一种天体|other=[[国际单位制]]中的发光强度单位「坎德拉」|烛光}}
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'''標準燭光'''（standard candles）是天文學中已經知道[[光度]]的天體，而在[[物理宇宙學|宇宙學]]和[[星系天文學]]中獲得距離的幾種重要方法都是以標準燭光做基礎的。比較已知的光度（或是它的對應函數的數值，[[絕對星等]]）和他的觀測亮度（[[視星等]]），距離可以經由下面的公式計算而得：

:<math>5 \log_{10}  \frac{D}{kpc} = m -M -10</math>，

此處的''D''是距離，''kpc''是千秒差距（10<sup>3</sup> [[秒差距]]）， 
''m''是視星等，''M''是絕對星等（兩者均處於靜止的狀態下）。
（這與天體的[[距離模數]]是緊密相關的。）  

標準燭光有下列這些類型：
*[[天琴座RR變星]]—屬於紅巨星的狀態，用於測量[[銀河系]]內和鄰近的[[球狀星團]]距離。.
*[[食雙星]]—在最近這十年內，使用8米級的望遠鏡已經有能力測量食雙星的基本參數，因此可以利用牠們測量距離。近年來，已經成功的用於測量[[大麥哲倫星系]]、[[小麥哲倫星系]]、[[仙女座星系]]和[[NGC 598|三角座星系]]的距離。食雙星提供了一種直接測量距離的方法。距離在3百萬秒差距附近的星系，可以將精確度改善至5%以內。<ref name="Bonanos2006">{{cite journal
    | author=Bonanos, Alceste Z.
    | title=Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale
    | journal=Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, International Astronomical Union. Symposium no. 240, held 22-25 August, 2006 in Prague, Czech Republic, S240, #008
    | year=2006
    | volume=
    | pages=
    | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610923
    | access-date=2007-02-10
    | archive-date=2014-10-22
    | archive-url=https://web.archive.org/web/20141022031835/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610923
    | dead-url=no
    }}</ref>
*[[造父變星]]—星系天文學的首選，可測量數千萬秒差距的距離。<ref name="Bonanos2006" />
*[[紅巨星分支技術]]（TRGB）的距離指標。
*[[超新星#Type_Ia|Ia型超新星]]—最大亮度的絕對星等與[[光度曲線]]有很明確的函數關係，可用於確認數億[[秒差距]]外的星系距離。<ref>{{cite journal
| author=S. A. Colgate
| title=Supernovae as a standard candle for cosmology
| journal=Astrophysical Journal
| year=1979
| volume=232
| issue=1
| pages=404-408
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...232..404C
| access-date=2007-02-10
| archive-date=2018-10-05
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}}</ref>

在星系天文學，[[X射線爆發]]（[[中子星]]表面的熱核閃光）也可以作為標準燭光。有時候觀測到的X-射線爆發可以顯示譜線而透漏出爆發源的半徑。 
因此，X射線爆發通量的峰值應該對應於[[愛丁頓光度]]，就可以據以計算出中子星的質量（通常可以先假定是1.5太陽質量）。這種方法可以測量一些[[X射線聯星#X射線聯星的分類|低質量X射線聯星]]的距離。低質量X-射線雙星在可見光的光度非常黯淡，使距離的測量格外困難。

對標準燭光的主要困難問題是他們有多標準，例如，所有的觀測都顯示在相同距離上的Ia超新星有相同的亮度（在經過光度曲線的校正之後），但是並不知道他們為何會有相同的亮度，以及遙遠距離上的Ia超新星和鄰近的Ia超新星在性質上不同的機率有多少。

在使用[[造父變星]]測量距離的歷史上，這不單純是一個哲學上的爭論。在1950年代，[[沃爾特·巴德]]發現在較近的距離內，被用於校對標準燭光的的造父變星，與用於測量鄰近星系距離的造父變星是不同型態的。鄰近的造父變星是[[星族|第一星族]]的恆星，比鄰近星系的[[星族|第二星族]]含有較多的金屬（重元素）。結果是，[[銀河系]]的直徑、[[球狀星團]]和鄰近星系的距離都必須加倍，因為第二星族的造父變星實際上是比較亮的。

== 相關條目 ==
* [[標準尺]]
* [[宇宙距離尺度]]
*[[秒差距]]

== 參考資料 ==

{{Reflist}}

[[Category:天体物理学|Biao1]]
[[Category:標準燭光|*]]