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标准烛光（standard candles）是天文学中已经知道光度的天体，而在宇宙学和星系天文学中获得距离的几种重要方法都是以标准烛光做基础的。比较已知的光度（或是它的对应函数的数值，绝对星等）和他的观测亮度（视星等），距离可以经由下面的公式计算而得：
- ，
此处的D是距离，kpc是千秒差距（103 秒差距）， m是视星等，M是绝对星等（两者均处于静止的状态下）。 （这与天体的距离模数是紧密相关的。）
标准烛光有下列这些类型：
- 天琴座RR变星—属于红巨星的状态，用于测量银河系内和邻近的球状星团距离。.
- 食双星—在最近这十年内，使用8米级的望远镜已经有能力测量食双星的基本参数，因此可以利用它们测量距离。近年来，已经成功的用于测量大麦哲伦星系、小麦哲伦星系、仙女座星系和三角座星系的距离。食双星提供了一种直接测量距离的方法。距离在3百万秒差距附近的星系，可以将精确度改善至5%以内。[1]
- 造父变星—星系天文学的首选，可测量数千万秒差距的距离。[1]
- 红巨星分支技术（TRGB）的距离指标。
- Ia型超新星—最大亮度的绝对星等与光度曲线有很明确的函数关系，可用于确认数亿秒差距外的星系距离。[2]
在星系天文学，X射线爆发（中子星表面的热核闪光）也可以作为标准烛光。有时候观测到的X-射线爆发可以显示谱线而透漏出爆发源的半径。 因此，X射线爆发通量的峰值应该对应于爱丁顿光度，就可以据以计算出中子星的质量（通常可以先假定是1.5太阳质量）。这种方法可以测量一些低质量X射线联星的距离。低质量X-射线双星在可见光的光度非常黯淡，使距离的测量格外困难。
对标准烛光的主要困难问题是他们有多标准，例如，所有的观测都显示在相同距离上的Ia超新星有相同的亮度（在经过光度曲线的校正之后），但是并不知道他们为何会有相同的亮度，以及遥远距离上的Ia超新星和邻近的Ia超新星在性质上不同的几率有多少。
在使用造父变星测量距离的历史上，这不单纯是一个哲学上的争论。在1950年代，沃尔特·巴德发现在较近的距离内，被用于校对标准烛光的的造父变星，与用于测量邻近星系距离的造父变星是不同型态的。邻近的造父变星是第一星族的恒星，比邻近星系的第二星族含有较多的金属（重元素）。结果是，银河系的直径、球状星团和邻近星系的距离都必须加倍，因为第二星族的造父变星实际上是比较亮的。
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