La jerga para lo que usted está buscando es la norma de "velas": las cosas cuya luminosidad se puede determinar sin conocer su distancia. Son de particular interés para los astrónomos, ya que pueden ser utilizados para medir distancias.
Hay muchos de esos objetos, pero todos ellos deben ser tratados con precaución. En ningún caso es de nuestro conocimiento de la luminosidad perfecta, y en muchos casos hay grandes intrínseca de dispersión. En general, nuestro conocimiento no es de la forma "todos los objetos de tipo x tener una luminosidad y", pero más de la forma "para los objetos de tipo x, la luminosidad se correlaciona con los parámetros a, b, y c de acuerdo a la complicada ecuación de foo." El origen físico de la complicada ecuación de foo se comprende mucho mejor en algunos casos que en otros, y en todos los casos debe ser empíricamente calibrados. Sobre todo si el origen físico de la correlación es poco conocida, no podemos saber si es o cómo la calibración de los cambios con la edad del universo. Porque podemos ver objetos muy lejanos, como eran cuando el universo era más joven, lo que limita nuestra capacidad para utilizarlos como medidas de distancia a las grandes distancias.
En todos los casos uno tiene que ser cuidadoso para tomar el corrimiento hacia el rojo en cuenta, como parte de los objetos del resto del espectro que, dicen, se ve azul cercanos, pueden aparecer de color rojo o incluso IR cuando el mismo objeto es más distante. (Véase el k-corrección.) En muchos casos, una gama de longitudes de onda puede ser utilizado (al menos en el visual o IR), pero la calibración puede ser diferente para los distintos resto de longitudes de onda. Si observas todos los objetos a través del mismo filtro, vamos a observar diferentes objetos en diferentes resto de longitudes de onda.
Aquí están algunas velas estándar:
Las estrellas variables cefeidas (ver 2000ApJS..128..431F) son muy brillantes, y su luminosidad está fuertemente correlacionada con su luminosidad, haciéndolos excelentes velas estándar.
RR Lyrae estrellas variables también sigue este tipo de relación (2003LNP...635...85B), pero son más débiles.
Supernova tipo Ia son muy brillantes, y su pico de luminosidad puede ser estimada a partir de su cambio en la luminosidad a lo largo del tiempo.
La punta de la rama de las gigantes rojas en el diagrama HR (2000ApJS..128..431F) es una brillante función de la HR diagrama que puede ser utilizado. Las supergigantes azules también han sido propuestos como posibles velas estándar (ver 2003LNP...635..123K).
El simple brillo de la superficie de una galaxia es inútil como un estándar de la vela: el número de estrellas por segundo de arco cuadrado se eleva a medida que la distancia al cuadrado, mientras que la luminosidad de un individuo estrella cae a medida que la distancia al cuadrado, por lo que el brillo de la superficie es independiente de la distancia. Sin embargo, incluso en una galaxia donde las estrellas están distribuidas de acuerdo a alguna función suave (como en una galaxia elíptica como M87), el brillo de la superficie no es perfectamente lisa, ya que las estrellas son finitos brillo: las estrellas se distribuyen al azar, de acuerdo a la función suave, y, por casualidad, algunos lugares tienen más estrellas que en otros. La rugosidad de la galaxia por lo tanto puede ser utilizado para medir la luminosidad de la media ponderada de la luminosidad de las estrellas en la galaxia, y esto puede ser utilizado como un estándar de la vela de las clases. Este es el "brillo de la superficie de fluctuación" (SBF) método de medición de distancia, se introdujo en 1988AJ.....96..807T.
Grandes cúmulos de galaxias suelen tener una brillante galaxia elíptica gigante cerca del centro. Estos son los llamados "más Brillantes de Clúster de Galaxias" (Bcg). Bcg tiene una constante de luminosidad; ver 1995ApJ...440...28P.
Las nebulosas planetarias se puede tener una amplia gama de luminosidad, pero no está bien definida y el límite superior de lo inteligentes que pueden ser (ver 1989ApJ...339...39J y artículos asociados). Por lo tanto, si usted mide el número de nebulosas planetarias en una galaxia como una función de la luminosidad, la "nebulosa planetaria de la función de luminosidad" (PNLF), el punto de corte en el brillante final puede ser utilizado como un estándar de la vela.
El pico del cúmulo globular función de luminosidad (GCLF) parece ser consistente a través de diferentes galaxias, por lo que la luminosidad en el que hay la mayoría de los cúmulos globulares en una galaxia dada puede ser utilizado como un estándar de la vela. La razón física para esta coherencia no se entiende bien. Ver 2006AJ....132.2333 S.
Para las galaxias espirales, que existe una relación entre la rotación y la curva de luminosidad, la "Tully-Fisher" la relación (1977A Y UN....54..661T). Véase también el de Faber-Jackson relación (1976ApJ...204..668F) y el plano Fundamental de las galaxias elípticas.
Puede haber una relación entre el radio de la amplia zona de línea de un núcleo galáctico activo y su luminosidad. Ver Watson el al. (2011).
