变星的基本概念
在较长的时间内(如几百年)，大多数恒星的亮度看不出明显的改变。如果在较短的时间内亮度发生变化，则称为不稳定星，又称为变星。
按照亮度和光谱变化，变星大体上可分为几何变星和物理变星两大类。几何变星包括食变星和星云变星。食变星，即交食双星，其亮度的变化是由于两子星相互交食引起的；星云变星的亮度变化则是由于来自星体的光，受包裹着它的气体和尘埃云影响引起的。物理变星包括脉动变星和爆发变星。因恒星本身的体积作周期性膨胀和收缩而引起亮度变化的恒星属脉动变星，亮度突然激烈增强的变星为爆发变星。亮度变化的起因是星体本身的爆发，新星和超新星是两种主要的爆发变星。关于爆发变星，后面我们还有详细的介绍，在银河系内已发现约3万颗变星。
在讨论变星时，经常要出现光变曲线、变幅和周期三个名词：描绘恒星光度随时间而变化的曲线叫做光变曲线，曲线的极大值和极小值之间的差叫做变幅，从一个极大值到下个一极大值的时间间隔叫做周期。了解了这三个最基本的概念，下面我们介绍一种最重要的变星：食变星。
食变星，该双星系统由互绕其公共中心的两子星组成，如果双星系统轨道平面的法线几乎与我们的视线垂直，两子星轮流地在视线中挡住另一子星的全部或部分，星食现象使双星系统总的视亮度发生周期性变化。最有名的食变星是英仙座的大陵五，它的较暗子星每2.87天横穿亮子星与地球之间一次。由于两子星相距较远，在一个周期内大部分时间亮度不变。大陵五型变星光变曲线的特点是在每个周期里有两个极小，一个主极小以后跟随着一个副极小。另一个有名的食变星是天琴座的渐台二，渐台型食变星的光变曲线则是另一种样子。
关于变星，我们就先介绍上面一些，下面我们将目光转向变星群体中最重要的一种：造父变星。
造父变星
造父变星又称长周期造父变星或经典造父变星，是脉动变星的一种。这类变星的亮度变化是周期性的，周期在1.5～80天之间。光度变化幅度在0.1\+m～2.0\+m之间。它的典型代表是仙王座δ星。由于仙王座δ星的中文名称是“造父一”，故称这类变星为造父变星。
造父变星，符号为C，大部分造父变星属于星族Ⅰ，位于星系的旋臂上，它们的符号为Cδ；小部分属于星族Ⅰ，它们的符号是CW，典型星为处女座W星，处女座W星可在椭圆星系和旋涡星系的球状星团和晕中找到。星族Ⅰ和星族Ⅱ造父变星的周光关系不一样，前者的本身光度比后者的低112星等。另一类天琴RR型变星，又称为短周期造父变星，符号为RR，这类变星大都出现在球状星团内。
根据对大量造父变星研究的结果，人们发现了一个有趣的现象：造父变星的周期越长，它的平均光度就越大。如果我们以造父变星的周期P的对数lgP为横坐标，以其平均绝对星等为纵坐标，每颗变星用一小点表示，如图4-2所示，就会出现大多数的点分布在一条直线附近的情况。也就是说，造父变星的平均绝对星等M与其周期的对数lgP近似地成直线关系。周期和绝对星等的这种关系称为周光关系。
周光关系有很重要的意义，因为任一颗未知其距离的造父变星，只要测出它的光变周期，则按周光关系可以求出它的绝对星等，再按一定公式便可求出视差π\+″(或距离r)。这种方法是测定离我们极为遥远的球状星团和河外星系的距离的主要方法，因此，造父变星常被誉为“量天尺”。
利用造父变星测距
提到利用造父变星测距，我们必须说及著名天文学家沙普利，因为他在这方面做出了贡献，正是利用造父变星，沙普利得到了一幅崭新的银河系图像。
沙普利领悟到造父变星是他科学军火库中的强大武器。他研究的是球状星团，他想知道它们的距离，所以他利用了他认为是属于球状星团的造父变星。
沙普利就用新标尺和新望远镜测出了一些球状星团的距离。他发现，各个星团里看去最亮的恒星似乎都有着大致一样的真实亮度。这一来他又找到了一种新方法，就连那些没看到造父变星的星团也可以估测出距离了，因为可以认为那些星团里的最亮恒星也和已知距离的星团里的最亮者实际上一样亮，再由视亮度就可以算出其距离。积累了足够的知识和方法之后，沙普利开始工作了，他埋头苦干，利用自己得出的原理细心地研究银河系的结构。沙普利在不长的时间里进行了大量的观测，得到的结果是一幅崭新的银河系图像。众多的球状星团组成一个离我们很远的巨大的球，球心就在银河核心区人马座方向的某一个点上。惟一合理的结论就是，这个球形系统的中心的确也就是银河系的中心，太阳和太阳系是位于这座恒星都市的郊区，即从星城中心到边缘总距离的大约2／3的地方。
总之，造父变星的特殊功能以及沙普利的出色工作，使得我们的天文学研究尺度推进到了数十万光年的范围。正是从这个意义上说，造父变星为天文学的发展做出了很大贡献。
