變星(variable star)是指亮度與電磁輻射不穩(wěn)定的，經(jīng)常變化并且伴隨著其他物理變化的恒星。多數(shù)恒星在亮度上幾乎都是固定的。拿太陽來說，太陽亮度在11年的太陽周期中，只有0.1%變化。然而有許多恒星的亮度卻有顯著的變化。這就是變星。變星會隨時間的改變而變化亮度。而且有20%的變星是食雙星（指一對十分接近的恒星，一顆周期性的通過另一顆的前方，使造成到達地球的亮度降低）。大多數(shù)亮度會變化的恒星是因為大小變化的緣故（常見的是成為蒿增二型變星的紅巨星及超巨星）。摘自伊恩。里德帕思《恒星與行星》
基本概述
天文學(xué)上把那些亮度時常變化的恒星稱作變星。已發(fā)現(xiàn)的變星有2萬多顆，著名的造父變星、新星、超新星等都屬于變星。按光變起源和特征，可將變星劃分為3大類：交食雙星、脈沖星和爆發(fā)星。食變星是雙星系統(tǒng)中的一個子星。從地球上看去，該子星在其伴星之前通過，部分地屏遮住伴星的光；而伴星在該子星之前通過，又部分地屏遮住該子星的光。每當上述情況發(fā)生時，雙星系統(tǒng)的亮度會出現(xiàn)起伏。大陵五星可能能是最具有代表性的一個食變星。大陵五的西班牙語名稱是algol，意為閃爍之魔。另外兩種類型的變星和食變星不同。它們都是自身變光的變星。也就是說，它們發(fā)出的輻射能隨時間而改變。脈沖變星是自身周期地膨脹和收縮，致使它們的亮度和大小都有脈動。造父變星和天琴RR星是脈沖變星的兩種典型代表。爆發(fā)變星中包括新星、超新星等。突然爆發(fā)出輻射能的變星，亮度的突然增大只持續(xù)很短時間，隨后又緩慢變暗。
發(fā)現(xiàn)史介紹
公元1600年前后，人們第一次發(fā)現(xiàn)某些恒星的光度會發(fā)生改變。公元1572年及公元1604年，分別有超新星在天空中出現(xiàn)。公元1592年，大衛(wèi)·法巴雷克斯(David Fabricius)發(fā)現(xiàn)鯨魚座ο星有周期性的消失現(xiàn)象，之后這顆恒星被稱為米拉(Mira，拉丁字，意思是"不可思議的恒星")。這些發(fā)現(xiàn)都證明了恒星的世界，不像亞里士多德和一些古代的哲學(xué)家所說的——恒星是永恒不變的。在這種環(huán)境下，變星的發(fā)現(xiàn)導(dǎo)致了16世紀與17世紀初期的"天文學(xué)的革命"。
公元1669年大陵五被蒙坦雷(Geminiano Montanari)發(fā)現(xiàn)。
至公元1786年，人們已經(jīng)知道有12顆恒星是變星。
1850年到1784年，古德列克（John Goodricke）首先發(fā)現(xiàn)變星的變化特性。1850年后被發(fā)現(xiàn)的變星的數(shù)量迅速增加，尤其是在1890年攝影術(shù)被應(yīng)用在變星發(fā)現(xiàn)上。
在變星總表(General Catalogue of Variable Stars，2003年)中，銀河系中的變星數(shù)目已經(jīng)接近4萬顆，在其他星系中的也有1萬顆，有超過1萬顆被懷疑是變星。
產(chǎn)生原因
引起恒星亮度變化的原因有幾何的原因（如交食、屏遮）和物理的原因（如脈動，爆發(fā)）以及兩者都兼有（如交食加上兩星間的質(zhì)量交流)。
命名法介紹
變星命名是指命名變星的方法與規(guī)則。
變星命名采用與拜耳命名法相同的方法，使用拉丁字母和所在星座名稱結(jié)合來命名。（請參考星座）
歷史介紹
在19世紀初期，只有少量的變星被發(fā)現(xiàn)，所以似乎只要使用幾個字母就足夠了，并且為了避免與拜耳集團命名法混淆，所以從極少用到的拉丁字母R開始。這個命名的系統(tǒng)方法是由阿格蘭德發(fā)展出來的。有充份理由相信阿吉蘭德選擇由字母R開始，是因為在法文的rot和德語的紅色的字意都是紅色，而當時所知道的變星也幾乎都是紅色的，但是阿吉蘭德自己在1855年的聲明卻反駁此一說法。
在1836年，只有巨蛇座使用到字母S，但攝影術(shù)的出現(xiàn)使變星的數(shù)量快速的增加，拜耳所規(guī)劃的字母很快的就被用盡，要繼續(xù)命名就產(chǎn)生困難了。1881年，哈特威將單字母擴充為雙字母，但仍只用R至Z這9個字母來組合，1907年才擴充至AA至QZ。到了1930年，雙字母的組合也用盡了，這才推出了數(shù)字的命名法。
命名規(guī)則
現(xiàn)行的命名規(guī)則如下：
1、已經(jīng)在拜耳集團命名法命名過的變星，不再重新命名。
2、其他的變星，先由字母R至Z依序命名。
3、接續(xù)采用雙子母RR……RZ，然后是SS……SZ，TT……TZ，直到ZZ。
4、然后使用AA……AZ，BB……BZ，CC……CZ，一直下去直到QZ，但省略掉字母J不用（無論第一個或第二個都省略）
5、使用字母可以排序到第334顆變星，之后改用母V和數(shù)字的結(jié)合，依序為V335、V336，可以無限制的排序下去。
特別要提醒注意的是第二個字母，在字母的排序上不能在第一個字母的前面，也就是說不可以有BA、CA、CB、DA等的組合。
變星命名法由阿格蘭德于1844年創(chuàng)立，每一星座內(nèi)的變星，按發(fā)現(xiàn)的時間順序，用拉丁字母R、S、T、U、V、W、X、Y、Z記名。
少數(shù)變星在發(fā)現(xiàn)亮度變化前已經(jīng)定名，仍繼續(xù)延用，此外，絕大多數(shù)變星都按國際通用的命名法命名，即用拉丁字母加上星座名作為變星的名字。對每一個星座，按變星發(fā)現(xiàn)的順序，從字母R開始，一直到Z，然后用兩個字母，從RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB……一直到QZ，其中字母J完全不用，從第335個起，用V335，V336……加上星座所有格。
有些恒星的亮度變化肉眼就能發(fā)現(xiàn)，但大多數(shù)變星必須用一定的儀器、一定的觀測技術(shù)才能發(fā)現(xiàn)。照相測光和光電測光技術(shù)的應(yīng)用，使變星數(shù)目迅猛增加，1985年開始陸續(xù)出版的第4版《變星總表》已收集了到1982年為止發(fā)現(xiàn)和命名的 28450顆變星和變光體。分光技術(shù)提供了變星物理性質(zhì)的重要信息，不僅為發(fā)現(xiàn)變星，也為研究變化的原因提供了條件。但在已知變星中，做過光譜觀測的僅占25%左右。
科學(xué)分析
變星(variablestar)由于內(nèi)在的物理原因或外界的幾何原因而發(fā)生亮度變化的恒星。有些恒星雖然亮度沒有變化，但其他物理性質(zhì)有變化的或光學(xué)波段以外的電磁輻射有變化的也歸入變星之列，如光譜變星、磁變星、紅外變星、X射線新星等。變星命名法由阿格蘭德于1844年創(chuàng)立，每一星座內(nèi)的變星，按發(fā)現(xiàn)的先后，在星座后用R—Z記名。按照亮度和光譜變化的不同，現(xiàn)在把變星分為幾何變星、脈動變星和爆發(fā)變星三大類。在三個大類以下，又可再分為若干次型。脈動變星和爆發(fā)變星是物理變星，都屬于不穩(wěn)定恒星。
星系分類
變星按其光變原因，可以分成內(nèi)因變星和外因變星。前者的光變是光度的真實變化，光譜和半徑也在變，又稱物理變星；而后者的光度、光譜和半徑不變，它們是雙星，光變的原因是由于軌道運動中子星的相互掩食（稱食雙星或交食雙星）或橢球效應(yīng)，外因變星又稱為幾何變星或光學(xué)變星。內(nèi)因變星占變星總數(shù)的80％，又可分為脈動和爆發(fā)性質(zhì)迥異的兩大類。脈動變星占內(nèi)因變星的90％，光變是由星體脈動引起的；爆發(fā)變星的光變是由一次或多次周期性爆發(fā)引起的。脈動變星和爆發(fā)變星又可以分成若干次型。變星的分類法隨著人們認識的不斷深化而逐漸改變，近年來發(fā)現(xiàn)越來越多的雙星不僅是幾何變星，也是物理變星。
變星種類繁多，涉及恒星演化的各個階段，變星的研究必然促進恒星理論的發(fā)展；交食雙星為確定恒星的質(zhì)量、大小等物理量提供了難得的機會；造父變星的周光關(guān)系為宇宙尺度提供了基本校準，新星、超新星的極大亮度可作為粗略的距離指針；變星分屬于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盤星族、中介星族Ⅱ和暈星族五種不同空間結(jié)構(gòu)次系，對銀河系結(jié)構(gòu)和動力學(xué)的研究也有重要意義。
物理變星
物理變星是指由本身物理原因(例如，由于輻射出來的總能量發(fā)生了變化)而引起亮度變化的恒星，這類恒星是不穩(wěn)定恒星。在已發(fā)現(xiàn)的兩萬多顆變星中，大部分都是物理變星。亮度的變化是這類變星的重要特征，這可能是由于存在周期性脈動，不規(guī)則性的迸發(fā)，或者是發(fā)生巨大的毀滅性的爆炸等原因引起的。因此，物理變星又可分為許多類型。其中大多數(shù)為脈動變星，爆發(fā)變星。由于這類變星對科學(xué)研究具有特別重要的意義，而且研究它們困難很大，因此，格外引起科學(xué)工作者們的重視。
物理變星可分為許多類型，其中大多數(shù)為脈動變星，爆發(fā)變星。爆發(fā)變星是一種亮度突然激烈增強的變星。造成這類變星光度變化的原因是星體本身的爆發(fā)。爆發(fā)前，星體處于相對穩(wěn)定(或緩慢變化)的狀態(tài)，一旦爆發(fā)星體的亮度可以迅速增加到原來的幾千或幾億倍，有的甚至在白天都可見到。經(jīng)過一段時期又逐漸暗弱下來，一部分爆發(fā)變星，有人又稱之為災(zāi)變變星。爆發(fā)變星爆發(fā)的規(guī)模又大有小，亮度
的變化也有大有小，有的星爆發(fā)還不止一次。爆發(fā)變星可以包括許多類型，例如，新星、超新星、再發(fā)新星、矮新星、類新星、耀星等。耀星是指幾秒到幾十秒內(nèi)亮度突然增亮，經(jīng)過十幾分鐘或幾十分鐘后慢慢復(fù)原的一類特殊的變星。它們的亮度在平時基本上不變，亮度增大時有的可增加到百倍以上。但這樣的亮度只能維持十幾到幾十分鐘，看起來好像是一次閃耀，所以取名耀星。
1924年發(fā)現(xiàn)船底座ⅩDH星有這樣的現(xiàn)象。1924年發(fā)現(xiàn)魯坦726-8亮度在三分鐘內(nèi)增強11倍。觀測最多的是太陽附近的耀星。半人馬座比鄰星就是一顆耀星。星團星協(xié)中也發(fā)現(xiàn)了耀星，昴宿星團最多，460多顆；獵戶座大星云區(qū)次之，300多顆。絕大多數(shù)的耀星是極小又冷的紅矮星，光度很低，耀亮的時間又短，因此，只有離太陽較近的耀星才能被認出來。不過，耀星的實際數(shù)目很多。如果用一架大型望遠鏡觀測，平均每90分鐘就可見到一次耀亮，據(jù)估計，銀河系的恒星中，約80%—90%可歸入耀亮的范疇。耀星表面存在局部活動區(qū)，耀亮就發(fā)生在這些區(qū)域，并且在同一區(qū)域可發(fā)生多次，這一點與太陽耀斑活動相似，但耀亮時輻射能量要比太陽耀斑的能量大100--1000倍。
食變星介紹
食變星是一種雙星系統(tǒng)，兩顆恒星互相繞行的軌道幾乎在視線方向，這兩顆恒星會交互通過對方，造成雙星系統(tǒng)的光度發(fā)生周期性的變化。兩星在相互引力作用下圍繞公共質(zhì)量中心運動，其軌道面差不多同人類的視線方向平行時，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月全食那樣）而發(fā)生星光變暗現(xiàn)象，Holland，這種星稱為食雙星或食變星。最早發(fā)現(xiàn)的食雙星是大陵五（英仙座β），D.ReidelPubl.Co.，它最亮時為2.13等（光電目視星等，下同），最暗時（稱為主極小食甚）為3.40等，這是甲星被乙星偏食所致。PergamonPress，乙星被甲星偏食，損光最多時整個雙星成為2.19等（稱為次極小食甚）。大陵五的軌道周期是2.8673075天。它由平時亮度降到最暗約需4.9小時，由最暗回到平時亮度也約需4.9小時。
脈動變星
脈動變星是指由脈動引起亮度變化的恒星。這些變星亮度的變化，可能是由于恒星體內(nèi)（自身的大氣層）一會兒膨脹，一會而收縮，這種周期性的變化而引起的。恒星周期性的膨脹與收縮，必然引起恒星半徑周期性的增大與減小，恒星的表面積也周期性的增加與減少，溫度和總輻射能量都發(fā)生變化，因而光度也周期性的增大與減小，看起來它的亮度也周期性的變亮與變暗。另外，其顏色，光譜型和視向速度，有時還有磁場，也都隨之發(fā)生變化。
在已發(fā)現(xiàn)的變星中，脈動變星占了一半以上，銀河系中約有200萬個。脈動變星的周期可以相差很大，短的在一小時以下，長至幾百天甚而10年以上。星等變化從大于10到小于千分之幾都有。根據(jù)亮度變化曲線的形狀，脈動變星可分為規(guī)則的，半規(guī)則的和不規(guī)則的三種不同的類型。規(guī)則的，按亮度變化周期長短分為短周期造父變星（如天琴座RR變星），長周期造父變星（如經(jīng)典造父變星）；半規(guī)則的，亮度變化有一定規(guī)律但周期不定，或者平均亮度不變，如金牛座RV變星。脈動變星的密度和絕對光度都與脈動周期有一定的關(guān)系，這些為研究恒星的物理本質(zhì)和宇宙尺度提供了重要的依據(jù)。
在周期的脈動變星中，有一顆叫萄增二(鯨魚座O星)的最著名。這顆星是在1596年，荷蘭的法布里修斯觀測鯨魚座時，發(fā)現(xiàn)了一顆從未見到過的星，而且亮度較大是顆1等星。可是過了幾個月，這顆星逐漸暗淡下來，最后消失不見了。他覺得奇怪，便稱其為“怪星”。這顆星最暗時的星等為10等，一般在6等以下的星星，肉眼很難看見。1638年霍耳沃達第一次確認它的亮度變化，它的亮度變化周期介于320—370天之間，平均為332天。這顆星亮度變化很大，從1等星降至10等之內(nèi)。人們將這類變星稱為長周期變星。它們光變周期一般在90—700天之內(nèi)。
新星介紹
古希臘哲學(xué)家亞里士多德曾經(jīng)認為星空是永遠不變的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上發(fā)現(xiàn)了一顆新星，這就是中國《明史稿》中的記載“明隆慶六年冬十月丙辰，彗星見于東北方，至萬歷二年四月乃沒”所指的那個天體。時隔三十余年，約翰尼斯·開普勒又于1604年在蛇夫座中發(fā)現(xiàn)了一顆新星，這就是中國史籍中記載的出現(xiàn)在明朝萬歷三十二年的尾分客星。這樣，“星空不變”的古老觀念被打破了，實際上，公元前204年在牧夫座出現(xiàn)的一顆新星就被中國史書《漢書》記載了：“漢高帝三年七月有星孛于大角（牧夫座α），旬余乃入。”這是人類歷史上對新星最早的記載之一。
一顆典型的新星，起亮度在幾天之內(nèi)可以增加一萬倍以上，亮度的最大值可以維持幾個小時，然后再逐漸轉(zhuǎn)暗。轉(zhuǎn)暗的速度比增亮時的速度要慢的多。新星最亮的時候，其絕對光度可達太陽光度的10萬倍。只不過它的距離太遙遠了，在地球上的人們看來還是一顆星。新星爆發(fā)時釋放出的能量可達10^38焦。這意味著，它在幾百天中釋放的能量相當于太陽在10萬年中所產(chǎn)生能量的總和。根據(jù)對新星光譜的研究，天文學(xué)家們知道了關(guān)于新星的一些細節(jié)。新星爆發(fā)十，半徑會增加到太陽半徑的100~300倍，而爆發(fā)結(jié)束后，體積卻又會縮小；爆發(fā)十，星殼無限制地向外膨脹，永遠離開星核而去，變成了稀薄的星際介質(zhì)；爆發(fā)時恒星損失的質(zhì)量可達10^26千克，這差不多相當于太陽質(zhì)量的萬分之一。
新星是亮度在短時間內(nèi)（幾小時至幾天）突然劇增，然后緩慢減弱的一類變星，星等增加的幅度多數(shù)在9等到14等之間。由于新星在發(fā)亮之前一般都很暗，甚至用大望遠鏡也看不到，而一旦發(fā)亮后，有的用肉眼就能看到，因此在歷史上被稱為“新星”。實際上，新星不是新產(chǎn)生的恒星。現(xiàn)在一般認為，新星產(chǎn)生在雙星系統(tǒng)中。這個雙星系統(tǒng)中的一顆子星是體積很小、密度很大的矮星，另一顆則是巨星。兩顆子星相距很近，巨星的物質(zhì)受到伴星的吸引，向白矮星流去。這些物質(zhì)的主要成分是氫。落進白矮星的氫使得白矮星“死灰復(fù)燃”，在其外層發(fā)生核反應(yīng)，從而使白矮星外層爆發(fā)，成為新星。新星爆發(fā)以后，所產(chǎn)生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹，半徑增大，密度減弱，最后消散在恒星際空間中。隨著氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。
超新星介紹
當恒星爆發(fā)時的絕對光度超過太陽光度的100億倍、中心溫度可達100億攝氏度，新星爆發(fā)時光度的10萬倍時，就被天文學(xué)家稱為超新星爆發(fā)了。一顆超新星在爆發(fā)時輸出的能量可高達(10)^43焦，這幾乎相當于太陽在它長達100億年的主序星階段輸出能量的總和。超新星爆發(fā)時，拋射物質(zhì)的速度可達10000千米/秒，光度最大時超新星的直徑可大到相當于太陽系的直徑。1970年觀測到的一顆超新星，在爆發(fā)后的30天中直徑以5000千米/秒的速度膨脹，最大時達到3倍太陽系直徑。在這之后直徑又開始收縮。超新星爆發(fā)事件就是一顆大質(zhì)量恒星的“暴死”。對于大質(zhì)量的恒星，如質(zhì)量相當于太陽質(zhì)量的8~20倍的恒星，由于質(zhì)量的巨大，在它們演化的后期，星核和星殼徹底分離的時候，往往要伴隨著一次超級規(guī)模的大爆炸。這種爆炸就是超新星爆發(fā)。現(xiàn)已證明，1572年和1604年的新星都屬于超新星。在銀河系和許多河外星系中都已經(jīng)觀測到了超新星，總數(shù)達到數(shù)百顆。可是在歷史上，人們用肉眼直接觀測到并記錄下來的超新星，卻只有6顆。
超新星是爆發(fā)規(guī)模更大的變星，亮度的增幅為新星的數(shù)百至數(shù)千倍（相當于再增加6至9個星等），拋出的氣殼速度可超過1萬千米。超新星是恒星所能經(jīng)歷的規(guī)模最大的災(zāi)難性爆發(fā)。超新星爆發(fā)的形式有兩種。一種是質(zhì)量與太陽差不多的恒星，是雙星系統(tǒng)的成員，并且是一顆伴星。這類爆發(fā)與新星的差別是核反應(yīng)發(fā)生在核心，整個星體炸毀，變成氣體擴散到恒星際空間。還有一種超新星，原來的質(zhì)量比太陽大很多倍，不一定是雙星系統(tǒng)成員。這類大質(zhì)量恒星在核反應(yīng)的最后階段會發(fā)生災(zāi)難性的爆發(fā)，大部分物質(zhì)成氣殼拋出，但中心附近的物質(zhì)留下來，變成一顆中子星。
T型變星
金牛座T型變星是一種不規(guī)則變星，光譜型為G～M型﹐典型星是金牛座T，是喬伊于1945年首先發(fā)現(xiàn)的。金牛座T型變星和彌漫星云密切成協(xié)，并成集團出現(xiàn)，常構(gòu)成T星協(xié)主要成員。有人估計在太陽周圍一千秒差距內(nèi)約有12，000個金牛座T型變星，整個銀河系內(nèi)的總數(shù)達100萬個。這類變星都具有非周期的不規(guī)則光變，或快速的光變迭加在長期的緩慢光變上。最大變幅為5個星等，一般為1～2個星等。近年來還發(fā)現(xiàn)在紅外波段上也有光變。它們的光譜都是在一晚型光球上迭加一系列發(fā)射線。最強的發(fā)射線是約翰·巴耳末線和電離鈣CaⅡ的H和K線。經(jīng)常出現(xiàn)電離鐵FeⅡ﹑電離鈦TiⅡ﹑中性鐵FeⅠ及中性鈣CaⅠ等發(fā)射線和低激發(fā)金屬原子譜線。在藍紫區(qū)都有一重迭的連續(xù)發(fā)射光譜區(qū)。在個別情況下，這一連續(xù)發(fā)射特別強烈﹐致使光球吸收光譜全被淹沒，在一些亮的金牛座T型星的高色散光譜中，大多數(shù)吸收譜線都被加寬。說明它們有較大的自轉(zhuǎn)速度。有不少金牛座T型星具有天鵝座P型星光磚o也就是說，在強發(fā)射線輪廓偏短波一端出現(xiàn)吸收線﹐這說明它們向外拋射物質(zhì)。質(zhì)量損失率估計為每年10～10太陽質(zhì)量。少數(shù)金牛座T型星有反天鵝座P型星光譜，說明有物質(zhì)向內(nèi)陷落的現(xiàn)象。某些金牛座T型星中有高達12％的偏振。金牛座T型星的鋰豐度比太陽大氣高出約2個數(shù)量級，并且有紅外色余。現(xiàn)已測得金牛座T星的射電輻射。目前話銜o金牛座T型星是一種正處在引力收縮階段的主星序前恒星。
新華網(wǎng)上海市11月20日電（記者張建松）記者20日從“2009中國極地科學(xué)學(xué)術(shù)年會”上獲悉，中國在南極洲“冰蓋之巔”冰穹A地區(qū)安裝的“中國小望遠鏡陣”已發(fā)現(xiàn)數(shù)十顆變星。
據(jù)中國南極天文中心朱鎮(zhèn)熹介紹，在中國第24次、第25次南極科學(xué)考察期間，中國在南極內(nèi)陸冰蓋最高點冰穹A地區(qū)成功安裝了中國小望遠鏡陣、聲雷達、天光光譜儀、天光云量測量儀和亞毫米波望遠鏡等多種天文觀測設(shè)備。這些設(shè)備運行正常，工作人員能實時監(jiān)測南極的現(xiàn)場情況及設(shè)備工作狀態(tài)。
中國自主研制的“中國小望遠鏡陣”由4個145毫米口徑、反射式大視場的望遠鏡組成，可以連續(xù)135天不間斷地觀測南極洲天頂20平方度－25平方度的天區(qū)。通過觀測，已得到一批天體的完整光變曲線，發(fā)現(xiàn)了數(shù)十顆變星，天區(qū)內(nèi)測光星表及變星星表已提供國家天文臺數(shù)據(jù)中心供下載。
據(jù)介紹，變星是指亮度有起伏變化的恒星。引起恒星亮度變化的原因很多，因此變星的種類繁多，涉及恒星演化的各個階段，加強對變星的研究能促進恒星理論的發(fā)展。
南極的天文觀測還表明，南極冰穹A地區(qū)具備全球地面最好的天文觀測條件，安裝在冰穹A的4米光學(xué)/紅外望遠鏡，將超過安裝在夏威夷的10米光學(xué)望遠鏡和30米紅外望遠鏡的能力；安裝在冰穹A的15米太赫茲望遠鏡，將超過安裝在智利的40米太赫茲望遠鏡的能力。
天文學(xué)家認為，南極洲冰穹A地區(qū)為天文學(xué)研究提供了絕佳的觀測窗口，為太陽系起源、早期宇宙結(jié)構(gòu)和演化、宇宙暗物質(zhì)與暗能量等重大科學(xué)問題的研究，帶來了嶄新的機遇。
造父變星
造父變星（Cepheidvariablestar）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而得名。仙王座δ星最亮時為3.7星等，最暗時只有4.4星等，這種變化很有規(guī)律，周期為5天8小時47分28秒。這稱作光變周期。這類星的光變周期有長有短，但大多在1至50天之間，而且以5至6天為最多。由于中國古代將仙王座δ稱作“造父一”，所以天文學(xué)家便把此類星都叫做造父變星。人們熟悉的北極星也是一顆造父變星。科學(xué)家們經(jīng)過研究發(fā)現(xiàn)，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(guān)系，光變周期越長，亮度變化越大。人們把這叫做周光關(guān)系，并得到了周光關(guān)系曲線。以后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(guān)系就可以將星團、星系的距離確定出來。因此，造父變星被人們譽為“量天尺”。
1912年，美國天文學(xué)家亨麗愛塔·勒維特（Leavitt）在研究大麥哲倫星系和小麥哲倫星系時，在小麥哲倫星云中發(fā)現(xiàn)25顆變星，其亮度越大，光變周期越大，極有規(guī)律，稱為周光關(guān)系。由于小麥哲倫星云距離地球很遠，而小麥哲倫星云本身和距離相比很小，于是可以認為小麥哲倫星云中的變星距離地球一樣遠。這樣，天文學(xué)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(guān)系的參數(shù)，進而就可以測量遙遠天體的距離。但是造父變星本身太暗淡，能夠用來測量的河外星系很少。其他的測量遙遠天體的方法還有利用天琴座RR變星以及新星等方法。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天范圍內(nèi)，也有長達一二百天的。
造父變星實際上包括兩種性質(zhì)不同的類型：星族Ⅰ造父變星（或稱經(jīng)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(guān)系和零點，對相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。造父變星光譜由極大時的F型變到極小時的G～K型，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(xiàn)在星體膨脹通過平衡半徑的時刻（膨脹速度最大）而不是按通常想象那樣發(fā)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。這種極大亮度落后于最小半徑的位相滯后矛盾，被解釋為星面下薄薄的電離氫區(qū)在脈動過程中跟輻射進行的相互作用而引起的現(xiàn)象。
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