造父变星
造父变星（Cepheid variable star）
一类高光度周期性脉动变星，也就是其亮度随时间呈周期性变化。 因典型星仙王座δ 而得名。仙王座δ星最亮时为3.7星等，最暗时只有4.4星等，这种变化很有规律，周期为5天8小时47分28秒。这称作光变周期。这类星的光变周期有长有短，但大多在1至50天之间，而且以5至6天为最多。由于我国古代将“仙王座δ”称作“造父一”，所以天文学家便把此类星都叫做造父变星。人们熟悉的北极星也是一颗造父变星。科学家们经过研究发现，这些变星的亮度变化与它们变化的周期存在着一种确定的关系，光变周期越长，亮度变化越大。人们把这叫做周光关系，并得到了周光关系曲线。以后在测量不知距离的星团、星系时，只要能观测到其中的造父变星，利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。因此，造父变星被人们誉为“量天尺”。
发现经过及用途1912年，美国天文学家勒维特（Leavitt）在研究大麦哲伦星云和小麦哲伦星云时，在小麦哲伦星云中发现25颗变星，其亮度越大，光变周期越大，极有规律，称为周光关系。由于小麦哲伦星云距离我们很远，而小麦哲伦星云本身和距离相比很小，于是可以认为小麦哲伦星云中的变星距离我们一样远。这样，天文学家就找到了比较造父变星远近的方法：如果两颗造父变星的光变周期相同则认为它们的光度就相同。这样只要用其他方法测量了较近造父变星的距离，就可以知道周光关系的参数，进而就可以测量遥远天体的距离。
但是造父变星本身太暗淡，能够用来测量的河外星系很少。其他的测量遥远天体的方法还有利用天琴座RR变星以及新星等方法。
造父变星在可见光波段，光变幅度0.1～2等。光变周期大多在1～50天范围内，也有长达一二百天的。
分类造父变星实际上包括两种性质不同的类型：星族Ⅰ造父变星（或称经典造父变星）和星族Ⅱ造父变星（或称室女W型变星），它们有各自的周光关系和零点，对相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。
造父变星光谱由极大时的F型变到极小时的G～K型（见恒星光谱分类）,谱线有周期性位移，视向速度曲线的形状大致是光变曲线的镜像反映。这意味着亮度极大出现在星体膨胀通过平衡半径的时刻（膨胀速度最大）而不是按通常想象那样发生在星体收缩到最小，因而有效温度最高的时刻，位相差0.1～0.2个周期。这种极大亮度落后于最小半径的位相滞后矛盾，被解释为星面下薄薄的电离氢区在脉动过程中跟辐射进行的相互作用而引起的现象。
造父变星的光变机理在赫罗图中，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。