脉动变星
脉动变星是指由脉动引起亮度变化的恒星。这些变星亮度的变化，可能是由于恒星体内（自身的大气层）一会儿膨胀，一会而收缩，这种周期性的变化而引起的。恒星周期性的膨胀与收缩，必然引起恒星半径周期性的增大与减小，恒星的表面积也周期性的增加与减少， 温度和总辐射能量都发生变化，因而光度也周期性的增大与减小，看起来它的亮度也周期性的变亮与变暗。另外，其颜色，光谱型和视向速度，有时还有磁场，也都随之发生变化。
在已发现的变星中，脉动变星占了一半以上，银河系中约有 200万个。脉动变星的周期可以相差很大，短的在一小时以下，长至几百天甚而10年以上。星等变化从大于10到小于千分之几都有。根据亮度变化曲线的形状，脉动变星可分为规则的，半规则的和不规则的三种不同的类型。
规则的，按亮度变化周期长短分为短周期造父变星（如天琴座RR变星），长周期造父变星（如经典造父变星）；半规则的，亮度变化有一定规律但周期不定，或者平均亮度不变，如金牛座RV变星。脉动变星的密度和绝对光度都与脉动周期有一定的关系，这些为研究恒星的物理本质和宇宙尺度提供了重要的依据。
在脉动变星中，最典型的是仙王座δ星，中名称为造父一。这是最引人注目的变星，它最亮时达到3.6等，最暗时达到4.3等。变光幅度约为0.7等。图3-3表示造父一的亮度变化曲线。从图中可以看到造父一变亮时很快，它上升支曲线比较陡，而变暗时却很缓慢，它下降支曲线比较平缓。上升段需时约1.5天，下降段需时约4天。整个光变周期约为5.5天。由于这类变星的亮度变化周期稍长，大多数在1—80天，它的亮度变化也不太大，一般光幅大约在0.5—1.5等之间，类似于造父一变光情况的星，统称为造父变星。
通过光谱分析了解到，造父一的变光原因是星体在进行胀与缩的运动。如同一个橡皮球，当打气时，则球体膨胀变大；放气时，球体则收缩变小。星球通过不断地膨胀与收缩，产生脉动，故此类变星称为“脉动变星”。当造父变星的亮度最大时它的膨胀速度最大，产生温度也最高，发射着蓝色的光；当亮度极小时，它的收缩速度最快，产生的温度也最低，发射着白色光。随着亮暗的变化，温度也发生变化，因而光谱型也发生变化。
除造父一变星类型外，还有短周期造父变星。它们的典型代表星是天琴RR。光变周期更短，一般从1.2小时到24小时之间。由于多在球状星团中发现，所以又称为球状星团型变星。
在周期的脉动变星中，有一颗叫萄藁增二(鲸鱼座O星)的最著名。这颗星是在1596年，荷兰的法布里修斯观测鲸鱼座时，发现了一颗从未见到过的星，而且亮度较大是颗1等星。可是过了几个月，这颗星逐渐暗淡下来，最后消失不见了。他觉得奇怪，便称其为“怪星”。这颗星最暗时的星等为10等，一般在 6等以下的星星，肉眼很难看见。1638年霍耳沃达第一次确认它的亮度变化，它的亮度变化周期介于320—370天之间，平均为 332天。这颗星亮度变化很大，从1等星降至10等之内。人们将这类变星称为长周期变星。它们光变周期一般在90—700天之内。
造父变星的研究对人们了解天体的远近起过巨大作用。它被作为“量天尺”用来测量星团、星系的距离。1912年，美国女天文学家勒维特将位于南半球人们能见到的小麦哲伦星云内25个造父变星，按周期长短排列成表。她意外地发现了它们相应的视星等也可按着顺序排列起来。也就是造父变星周期愈长，其光度(绝对星等)就愈大；光变周期愈短，其光度也就愈小。找到了光变周期与光度成正比关系。这样，当我们发现一颗造父变星，只要观测出它的光变周期，就可以从图中找出它的平均绝对星等，再由观测测定出它的视星等，我们便可以求出这颗造父变星离我们的距离。用这个方法测定河外星系、星团距离便容易多了。