Objekty se známou jasností se nazývají standardní svíčky. Většina fyzikálních ukazatelů vzdálenosti jsou standardní svíčky. Jedná se o objekty, které patří do třídy se známou jasností. Porovnáním jejich známé jasnosti s jejich pozorovanou jasností lze pomocí zákona inverzního kvadrátu vypočítat vzdálenost objektu.
V astronomii se jasnost objektu udává jako absolutní hvězdná velikost. Tato veličina se odvozuje z logaritmu jeho jasnosti při pohledu ze vzdálenosti 10 parseků. Zdánlivá hvězdná velikost je hvězdná velikost, kterou vidí pozorovatel. Lze ji použít k určení vzdálenosti D objektu v kiloparsech (kiloparsek = 1 000 parseků) následujícím způsobem:
5 ⋅ log D10 k p c = m - M - 10, {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}} 
kde m je zdánlivá magnituda a M absolutní magnituda. Aby byla tato metoda přesná, musí se obě magnitudy nacházet ve stejném frekvenčním pásmu a nesmí docházet k relativnímu pohybu v radiálním směru.
Je také třeba nějakým způsobem zohlednit mezihvězdnou extinkci, která rovněž způsobuje, že se objekty jeví slabší a červenější. Rozdíl mezi absolutní a zdánlivou hvězdnou velikostí se nazývá modul vzdálenosti a astronomické vzdálenosti, zejména mezigalaktické, se někdy uvádějí v tabulkách tímto způsobem.
Problémy
Pro každou třídu standardních svíček existují dva problémy. Hlavním z nich je kalibrace, tedy přesné zjištění absolutní velikosti svíčky.
Druhý spočívá v rozpoznávání členů třídy. Standardní kalibrace svíček nefunguje, pokud objekt nepatří do třídy. V extrémních vzdálenostech, tedy tam, kde si člověk nejvíce přeje použít indikátor vzdálenosti, může být tento problém s rozpoznáváním docela vážný.
Významným problémem standardních svíček je otázka, nakolik jsou standardní. Například se zdá, že všechna pozorování naznačují, že supernovy typu Ia, které jsou ve známé vzdálenosti, mají stejnou jasnost, ale je možné, že vzdálené supernovy typu Ia mají jiné vlastnosti než blízké supernovy typu Ia.
