造父变星
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造父变星是一种周期性脉动的变星，它的光变周期与绝对星等的变化具有确定的关系，即周光关系。仙王座δ是这类变星中第一颗被证认出的，由于它的中文名是造父一，因此这类变星得名“造父变星”。造父变星利用周光关系可以测量恒星和星系的距离。
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[编辑] 造父变星的发现
一颗典型的造父变星是仙王座δ（中文名造父一），它的视星等最亮时为3.7等，最暗时为4.4等，光变周期为5天8小时47分28秒。它的光变现象是在1784年由英国天文学家约翰·古德利克发现的。19世纪末到20世纪初，哈佛大学天文台的亨丽爱塔·勒维特在美国天文学家爱德华·皮克林的指导下进行工作，她观测了小麦哲伦云中的25颗造父变星，发现，造父变星的光变周期越长，视星等越大，这就是造父变星的周光关系。勒维特在1908年发表了这一结果，随后，她利用小麦哲伦云中的造父变星确立了视星等和周期之间的准确关系，因为小麦哲伦云离我们足够遥远，恒星又非常密集，其中每颗恒星到地球的距离都可以看作是近似相同的，因此勒维特发现的光变周期与视星等的关系可以视为是光变周期与绝对星等的关系。由视星等转化为绝对星等，需要解决周光关系的零点标定问题。1913年，丹麦天文学家埃希纳·赫茨普龙利用视差法测定了银河系中几颗较近的造父变星的距离，距离尺度得到标定。1915年，美国天文学家哈罗·沙普利成功解决了造父变星的零点标定问题。1940年代，沃尔特·巴德又发现造父变星可以分为两种，分别对应两个星族，它们具有不同的周光关系。
著名的北极星也是一颗造父变星，光变周期约为4天，亮度变化幅度约为0.1个星等。
[编辑] 造父变星的分类
造父变星可以分为两种：
- 经典造父变星：属于第一星族，是比较年轻的恒星，多为黄色的巨星或超巨星，常见于星系的旋臂中，质量为太阳的几倍到几十倍，光度很大，是太阳的103到104倍。目前已经在大约30个河外星系中观测到了这类恒星。经典造父变星在可见光波段光变幅度为0.1到2个星等，最亮时光谱型一般为F型，最暗时为G型或K型，光变周期从1.5天到50天不等。但也有例外的，比如武仙座BP星的光变周期为83.1天，小麦哲伦云中也发现过光变周期长达二百天的经典造父变星。经典造父变星的周光关系比较明显，其绝对星等M与光变周期P的关系为：
- M = − 1.80 − 1.741log10P
- M = − 0.35 − 1.75log10P
此外，天琴座RR型变星也有与造父变星类似的周光关系，有时也被视为短周期造父变星的一种。请参阅条目：天琴座RR型变星。
[编辑] 造父变星的光变机理
在赫羅圖中，大部分脉动变星位于一个狭长的不稳定带上。造父变星位于这个不稳定带的上部，光谱型为F到K型。造父变星的半径变化幅度不大，约为5%-10%，光度变化主要来自表面温度的变化，且与半径的变化位相相反，即半径最大时光度最小，半径最小时光度最大。
当恒星演化到一定阶段，内部会出现不稳定性，引力和辐射压力会失去平衡，外部包层会出现周期性的膨胀和收缩，但这个脉动不涉及恒星的核心。在正常情况下，恒星的不透明度κ与密度成正比，与温度的3.5次方成反比。当恒星的半径减少时，密度增加，温度升高，不透明度降低，导致能量的释放，使膨胀幅度减小。但造父变星在脉动初期，恒星包层中存在氦的部分电离区，半径减小时，温度基本不变，导致不透明度反而增加，能量吸收，半径进一步减小。这就使得脉动的幅度越来越大。
恒星在演化过程中，在赫罗图上可能数次穿越不稳定带，在正常恒星和造父变星之间不断转换。
[编辑] 造父变星用于测定距离
由于造父变星具有确定的周光关系，在测量星团、星系的距离时，只要观测到其中的造父变星，就可以利用周光关系确定它们的距离。因此，造父变星被称为“量天尺”。美国著名天文学家哈柏就是利用仙女座星系中的造父变星，测定了仙女座星系的距离，随后巴德又对其进行了修正，证实了它是一个河外星系。
