la超新星为啥会成为天文学家们测量遥远天体的标准烛光？
标准烛光，顾名思义，就是亮度有一个标准的光源。在天文学界，宇宙中有许多用于标准烛光的天体，用于测量遥远天体的距离。
其中有一种叫la超新星的标准烛光，那么这是一种什么样的烛光呢？我们一起来了解一下。
啥叫la超新星？
超新星就是宇宙天体由于某种原因突然爆发，巨大能量照亮太空的现象。总体上来说，超新星爆发主要是大质量恒星演化后期，核心坍缩的结果。
一般认为，大于太阳8倍以上的恒星，在演化后期会发生超新星爆发，核心残留的质量会坍缩成一个中子星或者黑洞。
质量太大的恒星，如大于太阳质量100倍甚至200倍以上，由于核心温度太高，一些光子会达到一个临界阈值，导致重力坍缩，发生灾难性热核失控，整个恒星被摧毁，不会留下任何残余。
如果把大质量恒星爆发作为典型超新星的话，还有一些非典型超新星爆发，如白矮星、中子星、黑洞同类或者不同类之间相撞，导致巨大能量爆发。
la型超新星是白矮星吸积或者相撞融合达到一个阈值的结果。
前面已经说了，要太阳质量8倍以上的恒星，在演化末期才会发生超新星爆发，那么太阳质量8倍及其以下的恒星最终是一个什么结局呢？
就是白矮星。
一般认为太阳质量0.8倍到8倍以下的恒星，演化后期中心压力和温度无法激发碳以上元素的核聚变，由于氦闪等复杂机制，会膨胀成一个红巨星，半径扩大到原恒星的数百倍，最终这些膨胀的外壳会弥散到了太空，形成新的星际尘埃和星云，而中心残余质量压缩成一个至密白矮星。
白矮星的性质。
白矮星是一种低光度、高密度、高温度的恒星，因为它的颜色呈现白色，体积较小，就被叫做白矮星。
白矮星只有地球大小左右，却达到0.6到1.3个太阳的质量，因此其物质密度很大，每立方厘米达到10吨左右。白矮星中心已经没有核聚变能量来抵抗重力崩塌，而是由极端高密度物质产生的电子简并压来支撑。
电子简并压力——它来自泡利不相容原理，即禁止两个全同的粒子（如两个电子）以相同的性质在同一个空间共存。于是这些电子竭力的顶着巨大压力避免违背泡利不相容原则，使原子核保持着独立的形态。
但这个支撑是有限度的，一旦白矮星质量达到某个质量临界点，电子简并压就无法承受巨大的重力压力而导致星体崩溃。
这个临界点就是所谓的钱德拉塞卡极限。
钱德拉塞卡极限是以印度裔美籍天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡名字命名的，因为是他经过计算，得出白矮星的最高质量不得超过2.86x10^30kg，也就是太阳质量的1.44倍。
钱德拉塞卡极限计算公式为：
理论分析认为，白矮星占有恒星的10%左右，现在观测到银河系距离我们不远处就有数百颗白矮星，因此白矮星是一个宇宙中常见的天体。
白矮星内部已经没有足够的温度和压力来激发进一步的核聚变，只能够慢慢冷却，但这种冷却需要几十亿年。
由于宇宙寿命才有138亿年，而成为白矮星的恒星寿命都有几十亿年到100亿年以上，因此现在还没有完全冷却下来的白矮星~黑矮星。
白矮星爆发的机会并不少。
白矮星是中小质量恒星死亡的尸骸，没有发生过超新星大爆炸的产物。
基于此，似乎白矮星往往不甘心就这样死去，总想着轰轰烈烈爆发一回彰显自己的存在。
它们通过吸积会不断增加自己的质量，到达钱德拉塞卡极限后，就会发生超新星爆发，这种爆发就是la型超新星。
白矮星为啥会发生吸积呢？其吸的积从哪来呢？
原来我们这个宇宙，像太阳这样的单恒星系统并不多，只占有25%左右，而双星、多星系统占了75%，其中双星系统占有50%左右。
距离我们最近的半人马座a星就是一个三合星系统，而最亮的恒星天狼星则是一个双星系统。
这样就给白矮星的稳定带来了很大不确定性。
当一个双星系统其中的一颗先到了年龄死去，成为一颗白矮星时，另一颗还处于恒星主序星或者演化末期，而白矮星由于密度很高，巨大的引力就会对附近的天体物质产生吸积。
上图的天狼星B就是一颗约太阳质量的白矮星，而A则是一颗太阳2倍质量的蓝矮星。
如果这颗伴星变成了红巨星，半径扩大了很多倍，就有可能到达白矮星的吸积引力范围，通过吸取伴星的物质，渐渐长胖，到达了钱德拉塞卡极限。
钱德拉塞卡极限是支撑电子简并压的上限，到达这个上限，白矮星就无法按抵御重力收缩的压力了，就会突然产生快速坍缩，中心压力和温度急剧升高，达到了碳融合所需的温度，在核聚变发生的几秒钟之内，会发生热失控反应，释放出极高的能量，爆发成一颗超新星。
还有一种方式，就是这个双星系统的两颗恒星都死亡变成了白矮星，两颗白矮星会相互吸引玩起二人转，渐渐靠近发生融合，同样达到钱德拉塞卡极限，就发生爆发。
这就是la超新星。这种超新星爆发的能量可以达到太阳一生能量的总和，甚至几千亿倍，其亮度可以达到绝对星等-19.5左右。
那么la超新星为什么会成为标准烛光呢？
这是因为la超新星具有一个爆发标准，这就是la超新星爆发都是白矮星吸积达到钱德拉塞卡极限，质量都是约太阳的1.44倍，爆发出来的能量和亮度，以及光变曲线是相似的，因此这个烛光是标准的。
还有一点就是，超新星爆发是宇宙中最亮的天体。前面说了，超新星爆发的亮度可以达到一个甚至若干个星系的总亮度。太阳一生所辐射的能量约10^34焦耳，而超新星瞬间能量可达10^46焦耳。
la超新星绝对星等可以达到-19.5，因此这个烛光又是最强大的烛光，可以延伸人类的视野。
这样无论la超新星在多远爆发，科学家们都知道它的基本属性，知道它的大致绝对星等，就能够计算出它的距离。
天体光度标准叫星等，星等有绝对星等和视星等两个标准。
绝对星等是指恒星的绝对亮度，也就是其真正的亮度，是假设所有恒星在距离我们10秒差距这个同一起跑线上看到的亮度。
视星等不是天体的实际亮度，而是我们肉眼感受到的亮度。因为天体有远有近，有大有小，有发光的和不发光的，这些条件都排除在外了，只是根据人眼看到的亮度来确定。
因此即便不发光的行星、卫星等天体，也有视星等，但没有绝对星等。
绝对星等和视星等可以换算，并且与距离呈比例关系。
星等是以数值来衡量其光度的，数值越大，其光度越小，数值越小，光度越大，还有负数，负得越多，说明这个天体越亮。
星等每一等亮度差值为2.512倍，也就是以2.512为底数，以等级差为指数，可以计算出不同星等天体亮度差值。比如1等星的亮度就比6等星大100倍。
视星等、绝对星等、距离可以换算，因此如果已知绝对星等和视星等，即能够得到距离值。
绝对星等与视星等换算公式为：
M=m+5lg(d0/d)
其中M为绝对星等；m为视星等；d0为10秒差距，取值32.6光年；d为恒星距离，单位光年。
这样人们知道了la超新星的绝对星等，再根据人类看到这颗超新星的目视星等，就能够计算出它与我们的距离。
知道了这颗la超新星的距离，也就知道了它所在星系的距离，及其附近一些天体的距离。
这就是标准烛光的作用。
宇宙标准烛光有多种，但la超新星是最亮最远的那种。
科学家们用于测量宇宙天体，采用多种标准烛光。
天琴座RR型变星，又称星团变星，作为标准烛光可用于测量银河系内和临近球状星团的距离，只能测量万秒差距的距离；食双星作为标准烛光，可以测量距离3百万秒差距距离的星系；造父变星作为标准烛光，可以测量数千万秒差距距离。
这些最远也就可以测量几亿光年距离，而采用la超新星为标准烛光，可以测量几十亿秒差距距离的星系，也就是百亿光年的星系。
迄今人类发现最远的la超新星SN UDS10Wil，其红移值达到1.914，距离我们有105亿光年。
当然宇宙中还有更大的能量爆发，就是顶级死神能量伽马射线暴。
实际上伽马射线暴也是超新星爆发是迸射出来的巨大能量流，一般发生在最大恒星爆发或者中子星、黑洞相撞融合时，从磁极释放的最后能量，这种能量可以传送的更远更亮，但不“标准”，有大有小，因此不能够作为“标准烛光”。
因此，la超新星是迄今能够测距最远的“标准烛光”，也就是最长距离的量天尺。
对于la超新星作为标准烛光准确性也有争议。
这主要是由于la超新星除了典型单简并爆发，就是单个白矮星吸积爆发外，还有双间并爆发，即两个白矮星合并爆发。
因此，这两者兼有的la超新星爆发，到达钱德拉塞卡极限的方式和速度不一样，光度是有区别的，在计算距离上就会存在不确定性。
另外光度还有较大的弥散性，甚至达到2~3个视星等差距，就更加增加了距离换算的不确定性。
因此，现在对于遥远天体距离的测定，天文学界一般都采用多种方法综合计算，比如现在常采用的星系红移计算等等。
这是基于宇宙是在不断膨胀的，而且膨胀的速度是与距离成线性正比例关系的，也就是越近越慢越远越快，再根据光线远离光谱会向红端移动，靠近会向蓝端移动，而且速度越快红移量越大的特性，就能够计算出远方天体的距离。
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la型超新星为啥会成为幽暗宇宙中最远的标准烛光？
标准烛光，顾名思义，就是亮度有一个标准的光源。在天文学界，宇宙中有许多用于标准烛光的天体，用于测量遥远天体的距离。
其中有一种叫la超新星的标准烛光，那么这是一种什么样的烛光呢？我们一起来了解一下。
啥叫la超新星？
超新星就是宇宙天体由于某种原因突然爆发，巨大能量照亮太空的现象。总体上来说，超新星爆发主要是大质量恒星演化后期，核心坍缩的结果。
一般认为，大于太阳8倍以上的恒星，在演化后期会发生超新星爆发，核心残留的质量会坍缩成一个中子星或者黑洞。
质量太大的恒星，如大于太阳质量100倍甚至200倍以上，由于核心温度太高，一些光子会达到一个临界阈值，导致重力坍缩，发生灾难性热核失控，整个恒星被摧毁，不会留下任何残余。
如果把大质量恒星爆发作为典型超新星的话，还有一些非典型超新星爆发，如白矮星、中子星、黑洞同类或者不同类之间相撞，导致巨大能量爆发。
la型超新星是白矮星吸积或者相撞融合达到一个阈值的结果。
前面已经说了，要太阳质量8倍以上的恒星，在演化末期才会发生超新星爆发，那么太阳质量8倍及其以下的恒星最终是一个什么结局呢？
就是白矮星。
一般认为太阳质量0.8倍到8倍以下的恒星，演化后期中心压力和温度无法激发碳以上元素的核聚变，由于氦闪等复杂机制，会膨胀成一个红巨星，半径扩大到原恒星的数百倍，最终这些膨胀的外壳会弥散到了太空，形成新的星际尘埃和星云，而中心残余质量压缩成一个至密白矮星。
白矮星的性质。
白矮星是一种低光度、高密度、高温度的恒星，因为它的颜色呈现白色，体积较小，就被叫做白矮星。
白矮星只有地球大小左右，却达到0.6到1.3个太阳的质量，因此其物质密度很大，每立方厘米达到10吨左右。白矮星中心已经没有核聚变能量来抵抗重力崩塌，而是由极端高密度物质产生的电子简并压来支撑。
电子简并压力——它来自泡利不相容原理，即禁止两个全同的粒子（如两个电子）以相同的性质在同一个空间共存。于是这些电子竭力的顶着巨大压力避免违背泡利不相容原则，使原子核保持着独立的形态。
但这个支撑是有限度的，一旦白矮星质量达到某个质量临界点，电子简并压就无法承受巨大的重力压力而导致星体崩溃。
这个临界点就是所谓的钱德拉塞卡极限。
钱德拉塞卡极限是以印度裔美籍天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡名字命名的，因为是他经过计算，得出白矮星的最高质量不得超过2.86x10^30kg，也就是太阳质量的1.44倍。
钱德拉塞卡极限计算公式为：
理论分析认为，白矮星占有恒星的10%左右，现在观测到银河系距离我们不远处就有数百颗白矮星，因此白矮星是一个宇宙中常见的天体。
白矮星内部已经没有足够的温度和压力来激发进一步的核聚变，只能够慢慢冷却，但这种冷却需要几十亿年。
由于宇宙寿命才有138亿年，而成为白矮星的恒星寿命都有几十亿年到100亿年以上，因此现在还没有完全冷却下来的白矮星~黑矮星。
白矮星爆发的机会并不少。
白矮星是中小质量恒星死亡的尸骸，没有发生过超新星大爆炸的产物。
基于此，似乎白矮星往往不甘心就这样死去，总想着轰轰烈烈爆发一回彰显自己的存在。
它们通过吸积会不断增加自己的质量，到达钱德拉塞卡极限后，就会发生超新星爆发，这种爆发就是la型超新星。
白矮星为啥会发生吸积呢？其吸的积从哪来呢？
原来我们这个宇宙，像太阳这样的单恒星系统并不多，只占有25%左右，而双星、多星系统占了75%，其中双星系统占有50%左右。
距离我们最近的半人马座a星就是一个三合星系统，而最亮的恒星天狼星则是一个双星系统。
这样就给白矮星的稳定带来了很大不确定性。
当一个双星系统其中的一颗先到了年龄死去，成为一颗白矮星时，另一颗还处于恒星主序星或者演化末期，而白矮星由于密度很高，巨大的引力就会对附近的天体物质产生吸积。
上图的天狼星B就是一颗约太阳质量的白矮星，而A则是一颗太阳2倍质量的蓝矮星。
如果这颗伴星变成了红巨星，半径扩大了很多倍，就有可能到达白矮星的吸积引力范围，通过吸取伴星的物质，渐渐长胖，到达了钱德拉塞卡极限。
钱德拉塞卡极限是支撑电子简并压的上限，到达这个上限，白矮星就无法按抵御重力收缩的压力了，就会突然产生快速坍缩，中心压力和温度急剧升高，达到了碳融合所需的温度，在核聚变发生的几秒钟之内，会发生热失控反应，释放出极高的能量，爆发成一颗超新星。
还有一种方式，就是这个双星系统的两颗恒星都死亡变成了白矮星，两颗白矮星会相互吸引玩起二人转，渐渐靠近发生融合，同样达到钱德拉塞卡极限，就发生爆发。
这就是la超新星。这种超新星爆发的能量可以达到太阳一生能量的总和，甚至几千亿倍，其亮度可以达到绝对星等-19.5左右。
那么la超新星为什么会成为标准烛光呢？
这是因为la超新星具有一个爆发标准，这就是la超新星爆发都是白矮星吸积达到钱德拉塞卡极限，质量都是约太阳的1.44倍，爆发出来的能量和亮度，以及光变曲线是相似的，因此这个烛光是标准的。
还有一点就是，超新星爆发是宇宙中最亮的天体。前面说了，超新星爆发的亮度可以达到一个甚至若干个星系的总亮度。太阳一生所辐射的能量约10^34焦耳，而超新星瞬间能量可达10^46焦耳。
la超新星绝对星等可以达到-19.5，因此这个烛光又是最强大的烛光，可以延伸人类的视野。
这样无论la超新星在多远爆发，科学家们都知道它的基本属性，知道它的大致绝对星等，就能够计算出它的距离。
天体光度标准叫星等，星等有绝对星等和视星等两个标准。
绝对星等是指恒星的绝对亮度，也就是其真正的亮度，是假设所有恒星在距离我们10秒差距这个同一起跑线上看到的亮度。
视星等不是天体的实际亮度，而是我们肉眼感受到的亮度。因为天体有远有近，有大有小，有发光的和不发光的，这些条件都排除在外了，只是根据人眼看到的亮度来确定。
因此即便不发光的行星、卫星等天体，也有视星等，但没有绝对星等。
绝对星等和视星等可以换算，并且与距离呈比例关系。
星等是以数值来衡量其光度的，数值越大，其光度越小，数值越小，光度越大，还有负数，负得越多，说明这个天体越亮。
星等每一等亮度差值为2.512倍，也就是以2.512为底数，以等级差为指数，可以计算出不同星等天体亮度差值。比如1等星的亮度就比6等星大100倍。
视星等、绝对星等、距离可以换算，因此如果已知绝对星等和视星等，即能够得到距离值。
绝对星等与视星等换算公式为：
M=m+5lg(d0/d)
其中M为绝对星等；m为视星等；d0为10秒差距，取值32.6光年；d为恒星距离，单位光年。
这样人们知道了la超新星的绝对星等，再根据人类看到这颗超新星的目视星等，就能够计算出它与我们的距离。
知道了这颗la超新星的距离，也就知道了它所在星系的距离，及其附近一些天体的距离。
这就是标准烛光的作用。
宇宙标准烛光有多种，但la超新星是最亮最远的那种。
科学家们用于测量宇宙天体，采用多种标准烛光。
天琴座RR型变星，又称星团变星，作为标准烛光可用于测量银河系内和临近球状星团的距离，只能测量万秒差距的距离；食双星作为标准烛光，可以测量距离3百万秒差距距离的星系；造父变星作为标准烛光，可以测量数千万秒差距距离。
这些最远也就可以测量几亿光年距离，而采用la超新星为标准烛光，可以测量几十亿秒差距距离的星系，也就是百亿光年的星系。
迄今人类发现最远的la超新星SN UDS10Wil，其红移值达到1.914，距离我们有105亿光年。
当然宇宙中还有更大的能量爆发，就是顶级死神能量伽马射线暴。
实际上伽马射线暴也是超新星爆发是迸射出来的巨大能量流，一般发生在最大恒星爆发或者中子星、黑洞相撞融合时，从磁极释放的最后能量，这种能量可以传送的更远更亮，但不“标准”，有大有小，因此不能够作为“标准烛光”。
因此，la超新星是迄今能够测距最远的“标准烛光”，也就是最长距离的量天尺。
对于la超新星作为标准烛光准确性也有争议。
这主要是由于la超新星除了典型单简并爆发，就是单个白矮星吸积爆发外，还有双间并爆发，即两个白矮星合并爆发。
因此，这两者兼有的la超新星爆发，到达钱德拉塞卡极限的方式和速度不一样，光度是有区别的，在计算距离上就会存在不确定性。
另外光度还有较大的弥散性，甚至达到2~3个视星等差距，就更加增加了距离换算的不确定性。
因此，现在对于遥远天体距离的测定，天文学界一般都采用多种方法综合计算，比如现在常采用的星系红移计算等等。
这是基于宇宙是在不断膨胀的，而且膨胀的速度是与距离成线性正比例关系的，也就是越近越慢越远越快，再根据光线远离光谱会向红端移动，靠近会向蓝端移动，而且速度越快红移量越大的特性，就能够计算出远方天体的距离。
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