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標準燭光，顧名思義，就是亮度有一個標準的光源。在天文學界，宇宙中有許多用於標準燭光的天體，用於測量遙遠天體的距離。
其中有一種叫la超新星的標準燭光，那麼這是一種什麼樣的燭光呢？我們一起來了解一下。
啥叫la超新星？
超新星就是宇宙天體由於某種原因突然爆發，巨大能量照亮太空的現象。總體上來說，超新星爆發主要是大質量恆星演化後期，核心坍縮的結果。
一般認為，大於太陽8倍以上的恆星，在演化後期會發生超新星爆發，核心殘留的質量會坍縮成一個中子星或者黑洞。
質量太大的恆星，如大於太陽質量100倍甚至200倍以上，由於核心溫度太高，一些光子會達到一個臨界閾值，導致重力坍縮，發生災難性熱核失控，整個恆星被摧毀，不會留下任何殘餘。
如果把大質量恆星爆發作為典型超新星的話，還有一些非典型超新星爆發，如白矮星、中子星、黑洞同類或者不同類之間相撞，導致巨大能量爆發。
la型超新星是白矮星吸積或者相撞融合達到一個閾值的結果。
前面已經說了，要太陽質量8倍以上的恆星，在演化末期才會發生超新星爆發，那麼太陽質量8倍及其以下的恆星最終是一個什麼結局呢？
就是白矮星。
一般認為太陽質量0.8倍到8倍以下的恆星，演化後期中心壓力和溫度無法激發碳以上元素的核聚變，由於氦閃等複雜機制，會膨脹成一個紅巨星，半徑擴大到原恆星的數百倍，最終這些膨脹的外殼會彌散到了太空，形成新的星際塵埃和星雲，而中心殘餘質量壓縮成一個至密白矮星。
白矮星的性質。
白矮星是一種低光度、高密度、高溫度的恆星，因為它的顏色呈現白色，體積較小，就被叫做白矮星。
白矮星只有地球大小左右，卻達到0.6到1.3個太陽的質量，因此其物質密度很大，每立方釐米達到10噸左右。白矮星中心已經沒有核聚變能量來抵抗重力崩塌，而是由極端高密度物質產生的電子簡併壓來支撐。
電子簡併壓力——它來自泡利不相容原理，即禁止兩個全同的粒子（如兩個電子）以相同的性質在同一個空間共存。於是這些電子竭力的頂著巨大壓力避免違背泡利不相容原則，使原子核保持著獨立的形態。
但這個支撐是有限度的，一旦白矮星質量達到某個質量臨界點，電子簡併壓就無法承受巨大的重力壓力而導致星體崩潰。
這個臨界點就是所謂的錢德拉塞卡極限。
錢德拉塞卡極限是以印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡名字命名的，因為是他經過計算，得出白矮星的最高質量不得超過2.86x10^30kg，也就是太陽質量的1.44倍。
錢德拉塞卡極限計算公式為：
理論分析認為，白矮星佔有恆星的10%左右，現在觀測到銀河系距離我們不遠處就有數百顆白矮星，因此白矮星是一個宇宙中常見的天體。
白矮星內部已經沒有足夠的溫度和壓力來激發進一步的核聚變，只能夠慢慢冷卻，但這種冷卻需要幾十億年。
由於宇宙壽命才有138億年，而成為白矮星的恆星壽命都有幾十億年到100億年以上，因此現在還沒有完全冷卻下來的白矮星~黑矮星。
白矮星爆發的機會並不少。
白矮星是中小質量恆星死亡的屍骸，沒有發生過超新星大爆炸的產物。
基於此，似乎白矮星往往不甘心就這樣死去，總想著轟轟烈烈爆發一回彰顯自己的存在。
它們通過吸積會不斷增加自己的質量，到達錢德拉塞卡極限後，就會發生超新星爆發，這種爆發就是la型超新星。
白矮星為啥會發生吸積呢？其吸的積從哪來呢？
原來我們這個宇宙，像太陽這樣的單恆星系統並不多，只佔有25%左右，而雙星、多星系統佔了75%，其中雙星系統佔有50%左右。
距離我們最近的半人馬座a星就是一個三合星系統，而最亮的恆星天狼星則是一個雙星系統。
這樣就給白矮星的穩定帶來了很大不確定性。
當一個雙星系統其中的一顆先到了年齡死去，成為一顆白矮星時，另一顆還處於恆星主序星或者演化末期，而白矮星由於密度很高，巨大的引力就會對附近的天體物質產生吸積。
上圖的天狼星B就是一顆約太陽質量的白矮星，而A則是一顆太陽2倍質量的藍矮星。
如果這顆伴星變成了紅巨星，半徑擴大了很多倍，就有可能到達白矮星的吸積引力範圍，通過吸取伴星的物質，漸漸長胖，到達了錢德拉塞卡極限。
錢德拉塞卡極限是支撐電子簡併壓的上限，到達這個上限，白矮星就無法按抵禦重力收縮的壓力了，就會突然產生快速坍縮，中心壓力和溫度急劇升高，達到了碳融合所需的溫度，在核聚變發生的幾秒鐘之內，會發生熱失控反應，釋放出極高的能量，爆發成一顆超新星。
還有一種方式，就是這個雙星系統的兩顆恆星都死亡變成了白矮星，兩顆白矮星會相互吸引玩起二人轉，漸漸靠近發生融合，同樣達到錢德拉塞卡極限，就發生爆發。
這就是la超新星。這種超新星爆發的能量可以達到太陽一生能量的總和，甚至幾千億倍，其亮度可以達到絕對星等-19.5左右。
那麼la超新星為什麼會成為標準燭光呢？
這是因為la超新星具有一個爆發標準，這就是la超新星爆發都是白矮星吸積達到錢德拉塞卡極限，質量都是約太陽的1.44倍，爆發出來的能量和亮度，以及光變曲線是相似的，因此這個燭光是標準的。
還有一點就是，超新星爆發是宇宙中最亮的天體。前面說了，超新星爆發的亮度可以達到一個甚至若干個星系的總亮度。太陽一生所輻射的能量約10^34焦耳，而超新星瞬間能量可達10^46焦耳。
la超新星絕對星等可以達到-19.5，因此這個燭光又是最強大的燭光，可以延伸人類的視野。
這樣無論la超新星在多遠爆發，科學家們都知道它的基本屬性，知道它的大致絕對星等，就能夠計算出它的距離。
天體光度標準叫星等，星等有絕對星等和視星等兩個標準。
絕對星等是指恆星的絕對亮度，也就是其真正的亮度，是假設所有恆星在距離我們10秒差距這個同一起跑線上看到的亮度。
視星等不是天體的實際亮度，而是我們肉眼感受到的亮度。因為天體有遠有近，有大有小，有發光的和不發光的，這些條件都排除在外了，只是根據人眼看到的亮度來確定。
因此即便不發光的行星、衛星等天體，也有視星等，但沒有絕對星等。
絕對星等和視星等可以換算，並且與距離呈比例關係。
星等是以數值來衡量其光度的，數值越大，其光度越小，數值越小，光度越大，還有負數，負得越多，說明這個天體越亮。
星等每一等亮度差值為2.512倍，也就是以2.512為底數，以等級差為指數，可以計算出不同星等天體亮度差值。比如1等星的亮度就比6等星大100倍。
視星等、絕對星等、距離可以換算，因此如果已知絕對星等和視星等，即能夠得到距離值。
絕對星等與視星等換算公式為：
M=m+5lg(d0/d)
其中M為絕對星等；m為視星等；d0為10秒差距，取值32.6光年；d為恆星距離，單位光年。
這樣人們知道了la超新星的絕對星等，再根據人類看到這顆超新星的目視星等，就能夠計算出它與我們的距離。
知道了這顆la超新星的距離，也就知道了它所在星系的距離，及其附近一些天體的距離。
這就是標準燭光的作用。
宇宙標準燭光有多種，但la超新星是最亮最遠的那種。
科學家們用於測量宇宙天體，採用多種標準燭光。
天琴座RR型變星，又稱星團變星，作為標準燭光可用於測量銀河系內和臨近球狀星團的距離，只能測量萬秒差距的距離；食雙星作為標準燭光，可以測量距離3百萬秒差距距離的星系；造父變星作為標準燭光，可以測量數千萬秒差距距離。
這些最遠也就可以測量幾億光年距離，而採用la超新星為標準燭光，可以測量幾十億秒差距距離的星系，也就是百億光年的星系。
迄今人類發現最遠的la超新星SN UDS10Wil，其紅移值達到1.914，距離我們有105億光年。
當然宇宙中還有更大的能量爆發，就是頂級死神能量伽馬射線暴。
實際上伽馬射線暴也是超新星爆發是迸射出來的巨大能量流，一般發生在最大恆星爆發或者中子星、黑洞相撞融合時，從磁極釋放的最後能量，這種能量可以傳送的更遠更亮，但不「標準」，有大有小，因此不能夠作為「標準燭光」。
因此，la超新星是迄今能夠測距最遠的「標準燭光」，也就是最長距離的量天尺。
對於la超新星作為標準燭光準確性也有爭議。
這主要是由於la超新星除了典型單簡併爆發，就是單個白矮星吸積爆發外，還有雙間並爆發，即兩個白矮星合併爆發。
因此，這兩者兼有的la超新星爆發，到達錢德拉塞卡極限的方式和速度不一樣，光度是有區別的，在計算距離上就會存在不確定性。
另外光度還有較大的彌散性，甚至達到2~3個視星等差距，就更加增加了距離換算的不確定性。
因此，現在對於遙遠天體距離的測定，天文學界一般都採用多種方法綜合計算，比如現在常採用的星系紅移計算等等。
這是基於宇宙是在不斷膨脹的，而且膨脹的速度是與距離成線性正比例關係的，也就是越近越慢越遠越快，再根據光線遠離光譜會向紅端移動，靠近會向藍端移動，而且速度越快紅移量越大的特性，就能夠計算出遠方天體的距離。
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