造父视差

天文学术语

造父视差（cepheid parallax）是利用造父变星的周光关系来测定距离的方法。由观测定出造父变星的光变周期P后，通过周光关系可以确定它的绝对星等M。这样得出的光度视差称为造父视差。

性质定义

造父视差是利用造父变星的周光关系来测定距离的方法。造父变星是一类高光度的周期性脉动变星，其光度与光变周期之间存在着周光关系。由观测可得造父变星的光变周期，由周光关系可定出它的绝对星等。已知造父变星的视星等和绝对星等，便可定出造父变星的距离，只要在星系或星团中发现有造父变星，就可定出该星系的星团的距离。因此，造父变星又有“量天尺”之称。利用造父视差法可以帮助人们测定一些遥远的造父变星及其中含有造父变星的天体系统，如星团、星系等的距离。

历史发展

造父变星

大质量的恒星，例如，3～20个太阳质量的恒星，当其演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，它的典型星是仙王座艿，是由歌德里克(J．Goodrick)于1784年发现的，中文名“造父一”，因而称之为造父变星。

20世纪初，天文学家发现造父变星的光变周期P和其光度有着密切的联系，周期越长，光度越大，最早的工作是由美国女天文学家勒维特(Leavitt)于1912年在南非观测时发现的。在南半球，用肉眼便能看到两个星云：大麦哲伦云和小麦哲伦云，实际上这是两个离我们最近的河外星系。勒维特发现，在这两个星云里的造父变星，周期P和视星等m之间有着很好的相关性。由于同一星云里变星的距离一样，这就意味着其周期和光度相关。不久，天文学家就意识到，勒维特的发现具有划时代的意义。只要用独立的方法测出任何一颗造父变星的光度，便可以通过周光关系确定所有造父变星的光度，因为变星的周期是很容易测出的。

进一步研究表明．造父变星分属于两类星族，它们的周光关系也不一样。

星族I造父变星： =一 80— 74lg P (2．23)

星族Ⅱ造父变星： =一 35— 74lgP (2．24)式中M，是照相绝对星等，P是以天为单位的周期。这些造父变星的周期一般在150天，被称为长周期造父变星或经典造父变星。

科学探究

关键问题

造父视差的关键问题是所谓“零点问题”，即如何确定式(2．23)和式(2．24)中的常数项。问题的症结在于，所有的造父变星都离我们很远，无法用三角视差的方法定出它们的距离，因此，如何独立而准确地定出哪怕一颗造父变星的距离，便解决了周光关系的零点问题。历史上，由于零点确定得不准确，曾使我们的宇宙尺度成倍地改变。近年来，由于在几个疏散星团中找到了造父变星，而这些疏散星团的距离又可以用星团视差中提到的拟合主星序的方法得出来，因而可以求出较准确的零点来。另外，20世纪90年代后期，伊巴谷卫星直接测出了一些银河系内造父变星的三角视差，使测量精度提高很多。

成就与不足

在银河系内共发现了700多颗造父变星，遗憾的是，没有找到离我们很近的，最近的造父变星也在200～300光年之外。但是，也正是由于造父变星可以延伸到更远的距离，才使得天文学家首次根据造父变星正确地估计出了我们银河系的大小。

造父变星的重要性还在于能够在河外天体中直接发现，从而使得人类的视野从银河系延伸到了河外星系。正是由于造父变星在测定天文距离上的重要性，历史上把造父变星称之为“量天尺”。

在脉动变星中还有一类短周期的，叫做天琴座RR型变星，也被称为短周期造父变星。这类变星的光变周期只有0．05～1．2天，天琴座RR型变星的特征是绝对星等基本上是一样的：

因此，只要测出其视星等便可以定出距离来，不足之处是其绝对星等太小，只能用于测定银河系内的距离。银河系内已经发现了4 000多颗这类变星，例如，利用球状星团内的天琴座RR型变星可以定出球状星团的距离。测定河外天体的距离，需要寻找可以测定距离的目标。凡属可测距离的天体统称为距离指示体(distance indicator)，所有测量距离的方法都是设法得到距离指示体的光度，即绝对星等M，再根据观测的视星等m得出距离模数 =m—M，从而求出距离。

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