造父變星是變星的一種，所謂變星，是指亮度經常會發生顯著變化的恒星，而造父變星是以造父一（仙王座δ星）為原型的一類變星，故得名造父變星。根據造父變星亮度變化的周期（光變周期）與絕對星等之間的周光關系可以确定星團、星系的距離，因此造父變星可以作為測量距離的标準燭光，被譽為“量天尺”。

标準燭光（圖片來源于網絡）

造父變星屬于脈動變星，這種變星是由于恒星大氣周期性脈動及其伴随着的光譜變化而引起了亮度的周期性變化。造父變星的光變周期從不到一天到幾十天的都有，光變幅（最大亮度與最小亮度之差的絕對值）0.1～2星等。根據在銀河系中的分布範圍，造父變星可分為兩大類，即I型造父變星（也被稱為經典造父變星或仙王座δ型變星）和II型造父變星。I型造父變星比較年輕、質量較大，分布于銀河系平面附近；II型造父變星則比較老且暗弱，在銀河系内的分布近于球狀。平均而言，II型造父變星的絕對星等比I型造父變星暗了1.5～2星等。

脈動變星

1784年9月10日，英國天文學家愛德華·皮戈特發現了天桴（讀音fú）四（天鷹座η）的亮度變化，這是發現的第一顆經典造父變星。幾個月後，另一位英國天文學家約翰·古德利克發現了造父一的亮度變化，測出造父一的光變範圍3.7～4.4星等，光變周期為5天8小時47分28秒。

造父一的光變曲線

首先認識到造父變星具有測距功能的是哈佛大學天文台的亨麗愛塔·勒維特。1908年，勒維特通過研究小麥哲倫雲中成千上萬的變星，發現了經典造父變星的光變周期與視星等之間存在某種關系。造父變星的光變周期越長，視星等越亮，因為小麥哲倫雲離我們足夠遙遠，恒星又非常密集，其中每顆恒星到地球的距離都可以看作是近似相同的，因此勒維特發現的光變周期與視星等的關系可以視為光變周期與絕對星等的關系。1912年她利用25顆造父變星進一步确立了光變周期與絕對星等之間的關系。

勒維特1912年論文中的周光關系曲線（圖片來源于哈佛大學天文台 ）

1915年，美國天文學家哈羅·沙普利使用造父變星周光關系推測出了銀河系的大小和形狀，以及太陽系在銀河系中的大緻位置。1924年，美國天文學家愛德溫·哈勃和米爾頓·赫馬森由造父變星的周光關系測量出M31的距離，發現旋渦星雲遠在銀河系範圍之外，銀河系本身便是無數星系中的一個，成功解決了宇宙島之争。

宇宙島之争

1952年，沃爾特·巴德指出造父變星并不是一個物理性質完全一緻的變星類型，而是可分為兩種不同類别（即前文所述的I型與II型）。I型造父變星和II型造父變星遵循不同的周光關系，而之前使用造父變星對距離的測量并不區分I型造父變星與和II型造父變星，因此誤差很大。正是由于這個原因，哈勃計算出的M31距離隻有75萬光年，雖然他之後又修正為150萬光年，然而仍偏小，現今測得M31的距離為254±0.06萬光年。

兩種不同類型造父變星及天琴座RR星的周光關系

長期以來，造父變星周光關系的零點問題一直懸而未決，零點即上圖中周光關系曲線與縱軸（絕對星等或光度）的交點。似乎隻要用三角視差算出較近的任意一顆造父變星的距離，這一問題就解決了，然而造父變星距離地球都較遠，地面一直無法測得較為精确的視差。1989年8月8日伊巴谷衛星發射後，精密測量了數百顆銀河系内造父變星的視差，才有了比較精确的周光關系（僅适用于I型造父變星）：〈MV〉=-2.81lgP-1.43，式中〈MV〉為平均絕對星等，P為以天為單位的光變周期。

實際上，除了零點問題，用造父變星測量距離還有更普遍的不确定性。上式是根據銀河系内的造父變星得出的，有研究表明河外星系中的造父變星與銀河系内的造父變星特征與性質有很大差異，這些特征與性質會影響周光關系的零點。天文學家估計這一影響不會太大，至多隻有十分之幾星等。

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