Станда́ртная свеча́, астрономический объект, обладающий известной светимостью, что позволяет вычислить фотометрическое расстояние до него по наблюдаемому потоку излучения.

Фотометрическое расстояние $l_{ph}$ до любого небесного объекта известной светимости вычисляется по формуле:

$\displaystyle l_{ph}=\sqrt{\frac{L_\lambda}{4\pi F_\lambda}},$где $L_\lambda$ – светимость небесного тела в определённом интервале длин волн; $F_\lambda$ – измеряемый наблюдателем поток излучения (или энергетическая освещённость) в том же интервале длин волн, исправленный с учётом возможного ослабления излучения межзвёздной средой. На практике в качестве меры светимости источника используется его абсолютная звёздная величина $M$, а в качестве меры потока излучения – видимая звёздная величина $m$ в той же фотометрической полосе. В этом случае приведённое соотношение принимает вид:

$\displaystyle \lg{l_{ph}}=0,\!2(m-M)+1,$где $l_{ph}$ выражено в парсеках.

В качестве стандартных свечей используются преимущественно следующие объекты: звёзды главной последовательности, красные гиганты, цефеиды, сверхновые звёзды Ia типа (SN Ia) и некоторые другие типы переменных звёзд различной природы. При этом считается, что светимость всех стандартных свечей одного типа является одинаковой. В этом случае значение светимости $L_\lambda$ (или абсолютной звёздной величины $M$) стандартной свечи принимается по аналогии с другими объектами того же типа. Однако для этого необходимо определить светимость хотя бы одного из таких объектов. Это можно сделать, если измерить поток излучения данного объекта и определить расстояние до него каким-либо иным, независимым методом. Эта процедура называется калибровкой шкалы расстояний (или калибровкой зависимости «видимая звёздная величина – расстояние» для стандартных свечей данного типа) и используется для перехода от относительных значений расстояния к абсолютным.

Стандартные свечи используются для определения расстояния до удалённых космических объектов (звёздных скоплений, галактик и др.), в которых они наблюдаются, а также для построения шкалы космических расстояний. При этом стандартные свечи одного типа, в роли которых выступают объекты с уже определёнными расстояниями (например, цефеиды), используются для калибровки зависимости «видимая звёздная величина – расстояние» для стандартных свечей другого типа – как правило, имеющих более высокую светимость (например, SN Ia) и использующихся для оценки расстояний до более далёких систем. Это позволяет также использовать стандартные свечи для исследования скорости расширения Вселенной и измерения величины некоторых космологических параметров (например, параметра Хаббла и космологического параметра замедления). В частности, с помощью стандартных свечей SN Ia было открыто ускоренное расширение современной Вселенной.

Ниже перечислены основные объекты, которые могут служить стандартными свечами по мере продвижения вверх по шкале космических расстояний.

Определение расстояния с помощью стандартной свечи, в роли которой выступает звезда главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела, называется методом фотометрического параллакса по звёздам главной последовательности. Эти звёзды обладают характерным соотношением светимости и цвета, которое зависит от массы звезды. Калибровка соотношения «цвет – светимость» (т. е. положения и формы самой главной последовательности) осуществляется с помощью наблюдения большого числа звёзд главной последовательности в звёздных скоплениях, расстояние до которых определено другими методами (например, методом группового параллакса). Откалибровав таким образом зависимость светимости (или абсолютной звёздной величины) звёзд главной последовательности от их цвета, можно рассчитать фотометрическое расстояние до галактики или звёздного скопления, где наблюдаются звёзды этого типа.

Ещё одним видом стандартных свечей являются звёзды, расположенные в вершине ветви красных гигантов (англ. Tip Rad Giant Branch, TRGB) на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Физические процессы, происходящие с такими звёздами, хорошо изучены. Звёзды, исчерпавшие в своих недрах водород, начинают использовать в качестве термоядерного горючего гелий. Их эволюционный трек на диаграмме Герцшпрунга – Рассела переходит на ветвь красных гигантов, где на определённой стадии эволюции достигает максимума светимости. Такие звёзды имеют одинаковые абсолютные звёздные величины в I-полосе инфракрасного диапазона $(-4,\!0\pm0,\!1)$, которые практически не зависят от содержания химических элементов тяжелее гелия и от массы звезды.

Переменные звёзды типа RR Лиры (один из типов пульсирующих переменных звёзд) с характерными периодами переменности 0,2–0,8 суток в ряде случаев также могут быть выбраны на роль стандартных свечей, поскольку их абсолютные светимости хорошо откалиброваны с помощью кинематических методов определения расстояния. К последним относятся: метод тригонометрического параллакса, метод движущихся скоплений, метод статистического параллакса.

Хорошо изучены стандартные свечи – цефеиды. Это пульсирующие переменные звёзды (жёлтые гиганты и сверхгиганты), период пульсации которых в среднем может варьироваться от 0,2 до 50 суток (однако есть и отклонения). Для цефеид характерна определённая зависимость между светимостью в видимой области спектра и периодом пульсации: чем ярче звезда в максимуме блеска, тем больше период. Точное экспериментально установленное соотношение имеет следующий вид:

$\displaystyle \lg{\frac{L_V}{L_\odot}}=1,\!15\cdot \lg{P(сут)}+2,\!34,$где $L_V$ – средняя за период светимость цефеиды в видимой области спектра V, $L_\odot$ – светимость Солнца, $P(сут)$ – период пульсации цефеиды в сутках. Таким образом, измеряя период пульсаций цефеиды, можно определить её светимость $L_V$. Соотнося затем эту светимость с наблюдаемой звёздной величиной, можно вычислить и фотометрическое расстояние до цефеиды. Калибровка данной зависимости осуществляется, например, путём наблюдений цефеид в галактике Большое Магелланово Облако, расстояние до которой определено с хорошей точностью другими, независимыми методами.

Наиболее яркими стандартными свечами, которые позволяют измерять расстояния в интервале космологических красных смещений $0,\!01<z<2,\!3$, являются сверхновые звёзды Ia типа (SN Ia). Светимость сверхновых в максимуме блеска сравнима со светимостью целых галактик, вследствие чего они могут наблюдаться на больших расстояниях и служить стандартными свечами. Однако для этого требуется выполнение двух условий: 1) сверхновые звёзды данного типа должны обладать схожими физическими свойствами; 2) должна быть выполнена точная калибровка зависимости расстояния от видимой звёздной величины для близких от нас сверхновых с использованием иных методов определения расстояний (например, по цефеидам). Такими сверхновыми и являются SN Ia.

Вспышки SN Ia происходят в результате термоядерного взрыва белого карлика массой, близкой к пределу Чандрасекара, вследствие перетекания (аккреции) на него вещества со звезды-компаньона, входящей с ним в одну двойную систему. По мере приближения массы белого карлика к своей допустимой верхней границе вещество в нём теряет гидростатическую устойчивость (это происходит из-за нейтронизации вещества), что приводит к термоядерному взрыву, но не к коллапсу. После взрыва оболочка звезды быстро расширяется и охлаждается, не обмениваясь теплотой с окружающим пространством. Далее следует радиоактивный распад никеля, который образовался в термоядерной реакции. Процесс распада никеля определяет форму кривой блеска единообразно для всех SN Ia. Светимость в максимуме блеска определяется только массой никеля. Светимость SN Ia измеряется с точностью до 0,1 звёздной величины. На практике звёздные величины близких SN Ia (расстояния до которых независимо определяются с помощью цефеид) характеризуются довольно большим разбросом. Однако этот разброс может быть значительно уменьшен, если использовать зависящую от цвета сверхновой наблюдаемую линейную зависимость между величиной яркости в максимуме и скоростью её уменьшения со временем (эффект Псковского – Филлипса). Для улучшения калибровки производится оценка металличности звезды-компаньона, вещество которой изначально перетекло на белый карлик, вызвав его взрыв. Также предполагается, что физические свойства сверхновых не зависят от красного смещения (т. е. не эволюционируют со временем), что позволяет использовать наблюдения SN Ia для измерения космологической эволюции масштабного фактора как функции красного смещения.