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| - Als Standardkerzen bezeichnet man in der Astronomie Objekte, deren absolute Helligkeit man entweder direkt messen oder über direkt messbare Parameter berechnen kann. (de)
- Une chandelle standard est un objet astronomique qui a une luminosité connue. Plusieurs méthodes importantes permettant de déterminer les distances en astronomie extragalactique et en cosmologie sont basées sur des chandelles standard. En comparant la luminosité connue (ou sa grandeur logarithmique dérivée, la magnitude absolue) et la luminosité observée (ou sa magnitude apparente) d'une chandelle standard, il est possible de calculer sa distance à l'aide de la formule du module de distance : où est la distance exprimée en parsec, est la magnitude apparente et la magnitude absolue. (fr)
- En astrofísica, s'anomena candela estàndard un objecte celeste de lluminositat coneguda, que serveix de referència per a determinar distàncies a galàxies. S'usa aquest terme per a referir-se a les propietats físiques de determinats objectes o processos que tenen lloc en aquests, que permeten estimar la distància en la qual es troben. Entre les principals candeles estàndard hi ha el de determinades estrelles, principalment la de Cefeida, RR Lyrae, o les supernoves de tipus Ia. (ca)
- Standardní svíčka je v astronomii označení pro zdroj světelné energie známé jasnosti (zářivého výkonu), který umožňuje určit jeho vzdálenost od Země. Standardní svíčky slouží k měření velkých vzdáleností ve vesmíru. Pozorovaná světlost neboli zdánlivá magnituda se u vesmírných objektů zmenšuje s jejich vzdáleností od pozorovatele. Některé astronomické objekty mají speciální vlastnosti, které umožňují určit jejich absolutní magnitudu, skutečnou jasnost. Srovnáním vypočtené skutečné a naměřené zdánlivé magnitudy lze určit vzdálenost standardní svíčky na základě vztahu: (cs)
- Astrofisikari dagokionez, kandela estandar izena objekturen batzuen propietate fisikoei edo euren barnean gertatzen diren prozesuei erreferentzia egiteko erabiltzen den kontzeptu bat da, eta dauden distantzia kalkulatzeko erabiltzen dena. (eu)
- En Astrofísica, el término candela estándar se usa para referirse a las propiedades físicas de determinados objetos o procesos que tienen lugar en ellos que permiten estimar la distancia a la que se encuentran.
* Datos: Q932938 (es)
- 標準光源（ひょうじゅんこうげん、standard candle）とは天文学で距離を推定する際に用いられる天体で、絶対的な光度が分かっている天体を指す。銀河系外を対象とする天文学や宇宙論の分野では、距離を導出する重要な手法のいくつかが標準光源に基づく方法を採っている。既に分かっている標準光源の絶対光度（またはその対数をとった絶対等級）と、実際に観測される見かけの明るさ（見かけの等級）とを比較することで、その天体までの距離を以下のように計算することができる。 ここで D は天体までの距離、kpc は1キロパーセク、m は天体の見かけの等級、M は天体の絶対等級である（m と M は静止系で同じ波長域について測光した値を用いる）。 標準光源として用いられる天体には以下のようなものがある。
* こと座RR型変光星 - 白色巨星の一種。我々の銀河系内や近傍の球状星団の距離の測定に用いられる。
* ケフェイド変光星 - 約20Mpcまでの銀河系外の距離測定に用いられることが多い。
* Ia型超新星 - 極大時の絶対等級が光度曲線の形の関数として非常に良く決まっている。銀河系外の遠方の距離測定に有用である。 (ja)
- Una candela standard è un oggetto astronomico per cui è facile risalire alla distanza. Deve quindi avere una luminosità calcolabile fisicamente. Conoscere la luminosità di un oggetto è spesso fondamentale per poter trovare le distanze degli oggetti nell'astronomia extragalattica e nella cosmologia. Confrontando questa luminosità conosciuta (o la sua quantità logaritmica equivalente, la magnitudine assoluta) con la luminosità osservata (la magnitudine apparente), la distanza dell'oggetto può essere calcolata come: (it)
- Świeca standardowa – obiekt astronomiczny o znanej absolutnej wielkości gwiazdowej.Znając jasność absolutną oraz jasnością pozorną (obserwowaną) można wyznaczyć odległość do takiego obiektu, z zależności: gdzie: D – odległość do obiektu w parsekach, m – jego wielkość gwiazdową obserwowaną, a M – jego wielkość absolutną. Jako świec standardowych używa się między innymi: (pl)
- Uma vela padrão é um objeto astronômico que possui uma luminosidade conhecida. Diversos métodos importantes permitindo determinar as distâncias em astronomia extragaláctica e em cosmologia baseiam-se nas velas padrão. Ao se comparar a luminosidade conhecida (ou seu valor logarítmico derivado, a magnitude absoluta) e a luminosidade observada (ou sua magnitude aparente) de uma vela padrão, é possível calcular sua distância com a fórmula: onde é a distância, é a magnitude aparente e a magnitude absoluta. As velas padrão mais conhecidas são: (pt)
- 標準燭光（standard candles）是天文學中已經知道光度的天體，而在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： ， 此處的D是距離，kpc是千秒差距（103 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。
* 造父變星—星系天文學的首選，可測量數千萬秒差距的距離。
* 紅巨星分支技術（TRGB）的距離指標。
* 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。 (zh)
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| - Standardní svíčka je v astronomii označení pro zdroj světelné energie známé jasnosti (zářivého výkonu), který umožňuje určit jeho vzdálenost od Země. Standardní svíčky slouží k měření velkých vzdáleností ve vesmíru. Pozorovaná světlost neboli zdánlivá magnituda se u vesmírných objektů zmenšuje s jejich vzdáleností od pozorovatele. Některé astronomické objekty mají speciální vlastnosti, které umožňují určit jejich absolutní magnitudu, skutečnou jasnost. Srovnáním vypočtené skutečné a naměřené zdánlivé magnitudy lze určit vzdálenost standardní svíčky na základě vztahu: kde d je vzdálenost v parsecích, m je zdánlivá magnituda a M skutečná magnituda. (cs)
- En astrofísica, s'anomena candela estàndard un objecte celeste de lluminositat coneguda, que serveix de referència per a determinar distàncies a galàxies. S'usa aquest terme per a referir-se a les propietats físiques de determinats objectes o processos que tenen lloc en aquests, que permeten estimar la distància en la qual es troben. Excepte per als objectes molt pròxims a nosaltres de només uns quants anys llum, en els que és possible determinar la distància per procediments geomètrics, la font d'informació en què es basa l'estimació de qualsevol distància còsmica consisteix a comparar la llum que es rep d'un determinat objecte amb la llum que emet, és a dir, amb la seva lluminositat intrínseca. Mentre que és possible determinar la primera amb força precisió, no és possible saber la segona si no és mitjançant alguna propietat de l'objecte emissor que pugui mesurar-se i que estigui relacionada amb l'esmentada lluminositat. Entre les principals candeles estàndard hi ha el de determinades estrelles, principalment la de Cefeida, RR Lyrae, o les supernoves de tipus Ia. (ca)
- Als Standardkerzen bezeichnet man in der Astronomie Objekte, deren absolute Helligkeit man entweder direkt messen oder über direkt messbare Parameter berechnen kann. (de)
- En Astrofísica, el término candela estándar se usa para referirse a las propiedades físicas de determinados objetos o procesos que tienen lugar en ellos que permiten estimar la distancia a la que se encuentran. Excepto para los objetos muy próximos a la Tierra (unos pocos años luz) en los que es posible determinar la distancia por procedimientos geométricos, la fuente de información en que se basa la estimación de cualquier distancia cósmica consiste en comparar la luz que se recibe de un determinado objeto con la luz que emite (su luminosidad intrínseca). Mientras que es posible determinar la primera con bastante precisión, no es posible saber la segunda a no ser a través de alguna propiedad del objeto emisor que pueda medirse y que esté relacionada con dicha luminosidad. Entre las principales candelas estándar están el período de variabilidad de determinadas estrellas, principalmente las cefeidas y las RR Lyrae, las supernovas de tipo Ia o la anchura de determinadas líneas espectrales de emisión (relación de Tully-Fisher). También se emplea el método de las paralajes espectroscópicas, especialmente para el ajuste de cúmulos de estrellas completas, ajustando sus posiciones en el Diagrama Hertzprung-Russell, el corte en la función de luminosidad (existe un número regular de nebulosas planetarias por intervalo de luminosidad) o la distribución Gaussiana de los cúmulos globulares (empíricamente se observa que la curva tiende a estar centrada en M = -6,6), aunque estos métodos presentan mayor incertidumbre en la determinación de la distancia.
* Datos: Q932938 (es)
- Astrofisikari dagokionez, kandela estandar izena objekturen batzuen propietate fisikoei edo euren barnean gertatzen diren prozesuei erreferentzia egiteko erabiltzen den kontzeptu bat da, eta dauden distantzia kalkulatzeko erabiltzen dena. Lurretik oso gertu (argi-urte gutxi batzuk) dauden objektuentzako izan ezik, non distantzia prozedura geometrikoen bidez neur daitekeen, edozein distantzia kosmikoren estimazioa oinarritzen den informazio iturrik objektu batengandik jasotzen den argia objektu horrek igortzen duen argiarekin (berezko argitasuna) alderatzean datza. Lehenengoa nahiko zehaztasunez neur daitekeen bitartean, bigarrena ezin da neurtu argitasun horrekin lotuta dagoen objektu igorlearen propietate neurgarri baten bidez izan ezik. Kandela estandar garrantzitsuenetako batzuk zenbait izarren aldakortasun periodoa, batez ere Zefeida izar aldakorrena eta RR Lyrae izar aldakorrena, Ia motako supernobak edo igorpenezko zehatz batzuen zabalera daude. (eu)
- Une chandelle standard est un objet astronomique qui a une luminosité connue. Plusieurs méthodes importantes permettant de déterminer les distances en astronomie extragalactique et en cosmologie sont basées sur des chandelles standard. En comparant la luminosité connue (ou sa grandeur logarithmique dérivée, la magnitude absolue) et la luminosité observée (ou sa magnitude apparente) d'une chandelle standard, il est possible de calculer sa distance à l'aide de la formule du module de distance : où est la distance exprimée en parsec, est la magnitude apparente et la magnitude absolue. (fr)
- 標準光源（ひょうじゅんこうげん、standard candle）とは天文学で距離を推定する際に用いられる天体で、絶対的な光度が分かっている天体を指す。銀河系外を対象とする天文学や宇宙論の分野では、距離を導出する重要な手法のいくつかが標準光源に基づく方法を採っている。既に分かっている標準光源の絶対光度（またはその対数をとった絶対等級）と、実際に観測される見かけの明るさ（見かけの等級）とを比較することで、その天体までの距離を以下のように計算することができる。 ここで D は天体までの距離、kpc は1キロパーセク、m は天体の見かけの等級、M は天体の絶対等級である（m と M は静止系で同じ波長域について測光した値を用いる）。 標準光源として用いられる天体には以下のようなものがある。
* こと座RR型変光星 - 白色巨星の一種。我々の銀河系内や近傍の球状星団の距離の測定に用いられる。
* ケフェイド変光星 - 約20Mpcまでの銀河系外の距離測定に用いられることが多い。
* Ia型超新星 - 極大時の絶対等級が光度曲線の形の関数として非常に良く決まっている。銀河系外の遠方の距離測定に有用である。 銀河天文学ではX線バースト（中性子星の表面で起こる熱核反応のフラッシュ現象）が標準光源として用いられる。X線バーストの観測ではX線のスペクトルが星の半径方向の膨張を示している場合がある。これはバーストで放射される光子の輻射圧が星の重力を上回って星表面の物質を外へ膨張させていることを示しており、従ってバーストの極大時のX線のフラックスがエディントン光度に達していることになる。このエディントン光度は中性子星の質量（1.5太陽質量という値が仮定されることが多い）が分かれば計算によって求められる。この方法によっていくつかの低質量X線連星の距離を測定することができる。低質量X線連星は可視光では極めて暗いため、距離の測定が非常に難しい。 標準光源を用いる際の第一の問題は、その標準光源の絶対光度がどの程度「標準的」なのか、という問題である。この問題はこれまで繰り返し取り沙汰されてきた。例として、今までの観測から、距離が分かっているIa型超新星は（光度曲線の形状に応じた補正を行なえば）全て同じ絶対光度を持っていることが分かっている。Ia型超新星は伴星からのガスが白色矮星に降着して質量がチャンドラセカール限界を超えるために引き起こされると考えられているため、爆発直前の星は全てチャンドラセカール限界にほぼ等しい質量を持つと考えられており、これが絶対光度がほぼ同じになる理由と考えられている。しかしどのような場合でも同じ絶対光度になるかどうかは必ずしも明らかになっていない。また、遠方のIa型超新星で我々の近傍のIa型超新星と異なる性質を持つものが存在する可能性についても分かっていない。 この問題が単に哲学的な問題にとどまらないことは、ケフェイド変光星を用いた距離測定の歴史に示されている。1950年代、ウォルター・バーデは当時標準光源の較正に用いられていた太陽近傍のケフェイド変光星が、近傍銀河の距離測定に使われていたケフェイド変光星とは別の種類に属することを発見した。太陽近傍のケフェイド変光星は種族Iに属する恒星で、遠方の距離測定に使われていた種族IIのケフェイド変光星よりも金属量がずっと多い恒星だった。その結果、種族IIの恒星は実際にはそれまで考えられていたよりもずっと明るいことが明らかとなり、球状星団や近傍銀河までの距離、天の川銀河の直径などの測定値は全て約2倍大きい値に修正された。 (ja)
- Una candela standard è un oggetto astronomico per cui è facile risalire alla distanza. Deve quindi avere una luminosità calcolabile fisicamente. Conoscere la luminosità di un oggetto è spesso fondamentale per poter trovare le distanze degli oggetti nell'astronomia extragalattica e nella cosmologia. Confrontando questa luminosità conosciuta (o la sua quantità logaritmica equivalente, la magnitudine assoluta) con la luminosità osservata (la magnitudine apparente), la distanza dell'oggetto può essere calcolata come: dove D è la distanza espressa in kpc (kiloparsec, 103 parsec, ≈ 3.261,47086 anni luce), m è la magnitudine apparente e M è la magnitudine assoluta (entrambe nella stessa banda spettrale e a riposo). Ricordiamo inoltre che il logaritmo è espresso in base 10. (it)
- Świeca standardowa – obiekt astronomiczny o znanej absolutnej wielkości gwiazdowej.Znając jasność absolutną oraz jasnością pozorną (obserwowaną) można wyznaczyć odległość do takiego obiektu, z zależności: gdzie: D – odległość do obiektu w parsekach, m – jego wielkość gwiazdową obserwowaną, a M – jego wielkość absolutną. Tak wyznaczona odległość nazywana jest odległością jasnościową, i jestjedną z podstawowych metod wyznaczania odległości do odległych obiektów. Co ważniejsze, wyznaczenie w ten sposób odległości do jednej gwiazdy w odległej gromadzie czy galaktycedaje oszacowanie odległości do całej gromady lub galaktyki. Podobnie, wyznaczenie odległości do jednej galaktyki w gromadzie galaktyk daje ocenę odległości do całej gromady galaktyk. Jako świec standardowych używa się między innymi:
* gwiazd zmiennych typu RR Lyrae – pozwalają mierzyć odległości w ramach naszej Galaktyki, do należących do niej gromad kulistych, a także do galaktyk należących do Grupy Lokalnej.
* cefeid – odległości pozagalaktyczne do około 20 Mpc.
* supernowych typu Ia – do większych odległości pozagalaktycznych, są obserwowane w całym widzialnym Wszechświecie. Wadą jest konieczność zaobserwowania wybuchu supernowej, który nawet w dużych galaktykach zachodzi średnio raz na kilkadziesiąt lat.
* najjaśniejsza galaktyka w gromadzie – mało dokładna, ale łatwa do zastosowania miara odległości do dużych, odległych gromad galaktyk. (pl)
- Uma vela padrão é um objeto astronômico que possui uma luminosidade conhecida. Diversos métodos importantes permitindo determinar as distâncias em astronomia extragaláctica e em cosmologia baseiam-se nas velas padrão. Ao se comparar a luminosidade conhecida (ou seu valor logarítmico derivado, a magnitude absoluta) e a luminosidade observada (ou sua magnitude aparente) de uma vela padrão, é possível calcular sua distância com a fórmula: onde é a distância, é a magnitude aparente e a magnitude absoluta. As velas padrão mais conhecidas são:
* as variáveis de tipo RR Lyrae, gigantes vermelhas utilizadas essencialmente para medir as distâncias na Via Láctea e as nebulosas próximas;
* as variáveis cefeidas, a escolha predileta em astronomia extragaláctica, permitindo que se alcancem distâncias de até 20 Mpc ;
* as supernovas de tipo Ia, que têm uma magnitude absoluta muito bem determinada como uma função da forma de sua curva luminosa e que são bastante utilizadas para determinar as distâncias em escala extragaláctica. Em astronomia galáctica, os sobressaltos X (explosões termonucleares na superfície de uma estrela de nêutrons, freqüentemente designados pelo termo em inglês X-ray bursts) são empregados como velas padrão. As observações de sobressaltos X mostram às vezes um espectro de raios-X indicando uma extensão do raio da estrela. Assim, o fluxo de raios-X no seu máximo deve corresponder ao limite de Eddington, que pode ser calculado uma vez conhecida a massa da estrela de nêutrons (normalmente, estima-se essa massa a 1,5 massas solares). Este método permite determinar a distância de certos sistemas binários de pouca massa emitindo radiação X que são pouco brilhantes na luz visível, tornando a medida de sua distância muito difícil. O principal problema que se apresenta com as velas padrão é a questão recorrente de sua padronização real. Por exemplo, todas as observações parecem indicar que as supernovas de tipo Ia que estão a uma distância conhecida têm a mesma luminosidade (corrigida pela forma da curva luminosa). Não obstante, não se sabe por que elas deveriam ter a mesma luminosidade, e a possibilidade que as supernovas de tipo Ia distantes tenham propriedades diferentes não pode ser excluída. Essa questão não é somente filosófica, como se pode ver ao se estudar a história das medidas de distância utilizando as variáveis cefeidas. Nos anos 1950, Walter Baade descobriu que as cefeidas próximas utilizadas para calibrar as velas padrão eram de um tipo diferente daquele utilizado para medir as galáxias próximas. As cefeidas próximas fazem parte das estrelas de população II que são muito mais ricas em metais que as cefeidas distantes, fazendo parte da população I. Isso teve como conseqüência que as estrelas distantes eram mais brilhantes do que se acreditava até então, e as distâncias admitidas de nebulosas, de galáxias próximas e o diâmetro da Via Láctea foram repentinamente duplicados. (pt)
- 標準燭光（standard candles）是天文學中已經知道光度的天體，而在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： ， 此處的D是距離，kpc是千秒差距（103 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。
* 造父變星—星系天文學的首選，可測量數千萬秒差距的距離。
* 紅巨星分支技術（TRGB）的距離指標。
* 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。 在星系天文學，（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。鄰近的造父變星是第一星族的恆星，比鄰近星系的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。 (zh)
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