造父變星

造父變星（Cepheid variable stars）是變星的一種，它的光變周期（即亮度變化一周的時間）與它的光度成正比，因此可用於測量星際和星系際的距離。大多數這類變星在光度極大時為F型星（中等溫度的熱星）；在光度極小時為G型星（像太陽那樣比較冷的星）。典型星是仙王座δ。1784年約翰-古德利發現了它的光變現象，1912年哈佛天文台的勒維特發現了上述造父變星的周期-光度關係。

造父變星（Cepheid variable star）是一類高光度周期性脈動變星，也就是其亮度隨時間呈周期性變化。因典型星仙王座δ（中文名造父一）而得名。由於根據造父變星周光關係可以確定星團、星系的距離，因此造父變星被譽為“量天尺”。

基本介紹

• 中文名：造父變星
• 外文名：Cepheid variable stars
• 表達式：是變星的一種
• 提出者：愛德華·皮戈特
• 提出時間：1784年9月10日
• 套用學科：物理
• 適用領域範圍：天文

歷史

在1784年9月10日，愛德華·皮戈特檢測到天鷹座η的光度變化，這是第一顆被描述的經典造父變星。但是，這一種造父變星卻以幾個月後由約翰·古德利克發現的變星造父一為代表。造父一的視星等最亮時為3.7等，最暗時為4.4等，光變周期為5天8小時47分28秒。 經典造父變星的光度與周期的關聯性是哈佛大學的亨麗愛塔·勒維特於1908年調查了麥哲倫雲內成千上萬顆的變星所發現的。她發現，造父變星的光變周期越長，視星等越大。她利用小麥哲倫雲中的造父變星確立了視星等和周期之間的準確關係，因為小麥哲倫雲離我們足夠遙遠，恆星又非常密集，其中每顆恆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係可以視為是光變周期與絕對星等的關係。由視星等轉化為絕對星等，需要解決周光關係的零點標定問題。她在1912年以25顆造父變星與更進一步證據一起發表。

造父變星

在1913年，丹麥天文學家Ejnar Hertzsprung對造父變星做了些研究，利用視差法測定了銀河系中距離較近的幾顆造父變星，標訂了距離尺度。

在1915年，美國天文學家Harlow Shapley成功的解決了造父變星零點標定的問題，並使用造父變星訂出我們銀河系最初的大小和形狀，以及太陽在其間的位置。

在1924年，Edwin Hubble利用仙女座大星系中的經典造父變星建立了它的距離，顯示它不是銀河系內的成員。這解決了島宇宙辯論所涉及的宇宙和星系是否是同義字的問題，或者銀河系只是組成宇宙的眾多星系中的一個。

在1929年，哈柏和Milton L. Humason結合由造父變星測量出距離的幾個星系，和 Vesto Slipher測量的星系退行速度，制定了稱為哈柏定律的公式。他們發現宇宙在膨脹 (參見：膨脹的宇宙)。但是，在幾年前喬治·勒梅特已經提出這種論斷。

在20世紀中葉，在將具有不同屬性的造父變星分為不同的類別之後，天文上影響深遠的距離問題獲得有效的解決。在1940年代，Walter Baade將造父變星分為兩個族群 (經典和第二型)。經典造父變星是年輕的、質量較大的第一星族星，第二型造父變星則是比較老且暗弱的第二星族星。經典造父變星和第二型造父變星遵循不同的周期和亮度關係。平均而言，第二型造父變星的絕對星等比經典造父變星暗了1.5等 (但仍比天琴座RR型變星亮)。早期以造父變星對距離的測量，因為不經意的摻雜了經典造父變星和第二型造父變星，因而變得很複雜。Walter Baade開創性的發現導致M31的距離增加了4成，和建立了河外星系的距離標尺。部分是因為天琴座RR的變光周期很短，很早就被確認是獨立的另一種變星 (大約在1930年代)。

2013年11月圖曝光

2013年11月25日訊息，哈勃太空望遠鏡拍攝下造父變星的圖像，用以確定星團、星系的距離。造父變星（Cepheid variable star）是一類高光度周期性脈動變星，也就是其亮度隨時間呈周期性變化。

用途

1908-1912年，美國天文學家勒維特（Leavitt）在研究大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲時，在小麥哲倫星雲中發現25顆變星，其亮度越大，光變周期越大，極有規律，稱為周光關係。由於小麥哲倫星雲距離我們很遠，而小麥哲倫星雲本身和距離相比很小，於是可以認為小麥哲倫星雲中的變星距離我們一樣遠。

科學家們經過研究發現，這些變星的亮度變化與它們變化的周期存在著一種確定的關係，光變周期越長，平均光度越大。人們把這叫做周光關係，並得到了周光關係曲線。這樣，天文學家就找到了比較造父變星遠近的方法：如果兩顆造父變星的光變周期相同則認為它們的光度就相同。這樣只要用其他方法測量了較近造父變星的距離，就可以知道周光關係的參數，進而就可以測量遙遠天體的距離。以後在測量不知距離的星團、星系時，只要能觀測到其中的造父變星，利用周光關係就可以將星團、星系的距離確定出來。

造父變星本身亮度雖然巨大，但是不足以測量極遙遠星系核天體，能夠用來測量的河外星系較少，更遠的星系用1a型超新星測量，這類超新星是白矮星吸積伴星物質達到錢德拉錫卡極限後發生劇烈熱核反應爆炸形成，內稟廣度比較一致（但是仍有少量彌散，可用“菲利普斯關係”校正），成為造父變星的接力者。其他的測量遙遠天體的方法還有利用天琴座RR變星等方法，但是天琴座RR變星亮度遠小於造父變星，測量範圍比造父變星還小得多，精確性也不如造父變星，比較少用。

造父變星在可見光波段，光變幅度0.1～2等。光變周期大多在1～50天範圍內，也有長達一二百天的。

分類

造父變星實際上包括兩種性質不同的類型：星族I造父變星（或稱經典造父變星）和星族Ⅱ造父變星（或稱室女W型變星），它們有各自的周光關係和零點，對相同的周期，前者的光度比後者小1.4等左右。

星族I造父變星又稱經典造父變星，它們是明亮的黃白色或黃色的巨大恆星。亮度通常介於太陽的1000倍到太陽的10萬倍之間。這類恆星質量很大，最小的也有太陽的3至4倍，大的可達太陽的20倍以上。高質量證明它們形成不久，年齡大多不足1億年，但因為質量大演化迅速而已經進入了演化晚期。

星族Ⅱ造父變星與星族I造父變星是完全不同的天體。星族I造父變星是年輕的巨大恆星穿過不穩定帶所形成的，星族Ⅱ造父變星則是年老的，低質量的恆星在演化末期核心產能不穩定而形成的產物。星族Ⅱ造父變星已經經過了紅巨星階段，並失去了大量的物質。目前的質量僅僅有太陽的50%到90%，但由於高度演化仍具有數百倍到3000倍於太陽的亮度。它們非常古老，缺乏金屬，通常年齡在數十億年甚至一百億年之久。

造父變星光譜由極大時的F型變到極小時的G～K型（見恆星光譜分類）,譜線有周期性位移，視向速度曲線的形狀大致是光變曲線的鏡像反映。這意味著亮度極大出現在星體膨脹通過平衡半徑的時刻（膨脹速度最大）而不是按通常想像那樣發生在星體收縮到最小，因而有效溫度最高的時刻，位相差0.1～0.2個周期。這種極大亮度落後於最小半徑的位相滯後矛盾，被解釋為星面下薄薄的電離氫區在脈動過程中跟輻射進行的相互作用而引起的現象。

光變機理

在赫羅圖中，大部分脈動變星位於一個狹長的不穩定帶上。造父變星位於這個不穩定帶的上部，光譜型為F到K型。造父變星的半徑變化幅度不大，約為5%-10%，光度變化主要來自表面溫度的變化，且與半徑的變化位相相反，即半徑最大時光度最小，半徑最小時光度最大。

當恆星演化到一定階段，內部會出現不穩定性，引力和輻射壓力會失去平衡，外部包層會出現周期性的膨脹和收縮，但這個脈動不涉及恆星的核心。在正常情況下，恆星的不透明度κ與密度成正比，與溫度的3.5次方成反比。當恆星的半徑減少時，密度增加，溫度升高，不透明度升高，導致能量的釋放，使膨脹幅度減小。但造父變星在脈動初期，恆星包層中存在氦的部分電離區，半徑減小時，溫度基本不變，導致不透明度反而增加，能量吸收，半徑進一步減小。這就使得脈動的幅度越來越大。

恆星在演化過程中，在赫羅圖上可能數次穿越不穩定帶，在正常恆星和造父變星之間不斷轉換。

脈動的動力學

現今所接受的造父變星脈動解釋稱為愛丁頓閥，或κ-機制，此處的希臘字母κ (kappa)表示氣體的不透明度。 氦被認為是過程中最活躍的氣體。雙電離(缺少兩顆電子的氦原子) 的氦比單電離的氦更不透明。氦越熱，電離程度也越高。在造父變星脈動循環最暗淡的部分，在恆星外層的電離氣體是不透明的，所以會被恆星的輻射加熱，由於溫度的增加，恆星開始膨脹。當它膨脹時，他開始變冷，所以電離度降低並變得比較透明，允許較多的輻射逃逸。於是膨脹停止，並且因為恆星引力的吸引而收縮。這個過程不斷的重複著。

這個熱引擎的脈動機制是亞瑟·愛丁頓在1917年提出的 (他撰寫了一段造父變星的動力學)，但是直到1953年S.A. Zhevakin才證實了氦的電離像是一種引擎的閥。

測距

由於造父變星具有確定的周光關係，在測量星團、星系的距離時，只要觀測到其中的造父變星，就可以利用周光關係確定它們的距離。因此，造父變星被稱為“量天尺”。美國著名天文學家哈勃就是利用仙女座星系中的造父變星，測定了仙女座星系的距離，隨後巴德又對其進行了修正，證實了它是一個河外星系。

兩個星族中都有造父變星，但是他們的周光關係不一樣。因此在測距時應當根據所選造父變星的類型選定測距公式。

星族I造父變星：Mp=-1.43-2.81lgP

星族II造父變星：Mp=-0.35-1.75lgP

其中Mp是照相絕對星等，P是以天為單位的周期。

造父變星- 參考資料1、《星系世界》

2、周光關係

3、天琴座RR型變星

4、脈動變星