標準的なキャンドルは、明るさが既知の天体です。銀河系外の天文学と宇宙論における距離を決定するためのいくつかの重要な方法は、標準的なキャンドルに基づいています。
標準キャンドルの既知の光度(またはその導出された対数等級、絶対等級) と観測された光度 (またはその見かけの等級) を比較することで、次の式を使用してその距離を計算できます。
- $$ {5 \log \frac{D}{1\ \mathrm{kpc}} = m – M + 5,} $$
ここで、 Dは距離、 mは見かけの等級、M は絶対等級です。
最もよく知られている標準的なキャンドルは次のとおりです。
- RR Lyrae 型変数、赤色巨星は主に天の川銀河と近くの球状星団の距離を測定するために使用されます。
- セファイド、銀河系外天文学で好まれる選択肢であり、最大 20 Mpc の距離を達成できます。
- Ia 型超新星は、光度曲線の形状の経験的関数として非常によく決定された絶対等級を持ち、銀河系外スケールでの距離を決定するのに非常に役立ちます。
銀河天文学では、X 線バースト (中性子星の表面での熱核爆発。X線バーストと呼ばれることが多い) が標準的なキャンドルとして使用されます。 X 線バーストの観測では、星の半径の拡大を示す X 線スペクトルが示されることがあります。したがって、アレイの最大値におけるX 線束はエディントン光度に対応する必要があり、中性子星の質量がわかれば計算できます (通常、これは太陽質量の 1.5 倍と推定されます)。この方法を使用すると、可視光では微弱な X 線を放出する特定の低質量連星の距離を測定できるため、距離の測定が非常に困難になります。
標準的なキャンドルに関して提起される主な問題は、実際の標準化について繰り返し疑問が生じることです。たとえば、すべての観測は、既知の距離にある Ia 型超新星は同じ明るさ (光度曲線の形状によって補正) を持っていることを示しているようです。それにもかかわらず、なぜ同じ明るさでなければならないのかは不明であり、遠くにある Ia 型超新星が異なる性質を持っている可能性を排除することはできません。
セファイドを使用した距離測定の歴史を研究することでわかるように、この疑問は哲学的なものであるだけではありません。 1950 年代に、ウォルター バーデは、標準キャンドルの校正に使用される近くのセファイド星団が、近くの銀河の測定に使用されるものとは異なるタイプであることを発見しました。近くのセファイド星は、集団 Iの一部である遠くのセファイド星よりも金属がはるかに豊富な集団 II星の一部でした。これは、遠くの星がこれまで考えられていたよりも明るく、球状星団、近くの銀河、天の川の直径までの許容される距離が突然2倍になったことを意味する。