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造みやつこ父ちち变星

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船尾せんび座ざRS是ぜ银河系けい中ちゅう最さい亮あきら的てき造みやつこ父ちち变星之の一いち，由よし哈伯太はかた空そら望遠鏡ぼうえんきょう拍はく攝と

造みやつこ父ちち變へん星ぼし（Cepheid，發音はつおん： /ˈsɛfiːɪd/或ある/ˈsiːfiːɪd/）的てき成員せいいん是ぜ一いち種しゅ非常ひじょう明あかり亮あきら的てき變へん星ぼし，其變光こう的てき光度こうど和わ脈動みゃくどう週しゅう期き有ゆう著ちょ非常ひじょう強的ごうてき直接ちょくせつ關聯かんれん性せい[1][2]。造みやつこ父ちち變へん星ぼし是ぜ建立こんりゅう銀河ぎんが和わ河かわ外がい星ほし系けい距離きょり標しるべ尺じゃく的まと可か靠もたれ且重要じゅうよう的てき標準ひょうじゅん燭光しょっこう[3][4][5][6]。

造みやつこ父ちち變へん星ほし分ぶん成なり幾いく個こ子こ類るい，表現ひょうげん出で截然せつぜん不同ふどう的てき質量しつりょう、年齡ねんれい、和わ演えんじ化か歷史れきし：經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし、第だい二に型がた造づくり父ちち變へん星ぼし、異常いじょう造づくり父ちち變へん星ぼし、和わ矮造父ちち變へん星ぼし。

造みやつこ父ちち變へん星ぼし的てき名稱めいしょう源げん自在じざい仙せん王座おうざ的てき仙せん王座おうざδでるた星ほし，在ざい1784年ねん被かむ约翰·古德ことく利克としかつ發現はつげん是ぜ一いち顆變星ぼし。由よし於是這種類型るいけい變へん星ぼし中ちゅう被ひ確認かくにん的てき第だい一いち顆，而它的中てきちゅう文ぶん名稱めいしょう是ぜ造づくり父ちち一いち，因いん此得名めい。造みやつこ父ちち一いち也是驗けん證しょう周しゅう光こう關係かんけい時じ特別とくべつ重要じゅうよう的てき一顆造父變星，因いん為ため他た的てき距離きょり是ぜ造づくり父ちち變へん星ぼし中ちゅう最さい精確せいかく的てき，這要歸き功こう於它的てき成員せいいん都と在ざい星團せいだん之これ中なか[7][8]，並なみ且可以從哈伯太はかた空そら望遠鏡ぼうえんきょう/依よ巴ともえ谷たに衛星えいせい得え到いた可か靠もたれ的てき視差しさ[9]。

分類ぶんるい

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經典きょうてん造づくり父ちち变星

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主しゅ条目じょうもく：經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし

經典きょうてん造づくり父ちち变星（也稱為ため第だい一いち型がた造づくり父ちち變へん星ぼし，或ある仙せん王座おうざδでるた型がた變へん星ぼし）以幾天てん至いたり數すう個月かげつ的てき週しゅう期き非常ひじょう有ゆう規律きりつ的てき脈動みゃくどう。經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし是ぜ第だい一いち星ほし族ぞく的てき變へん星ぼし，質量しつりょう比ひ太陽たいよう大だい4-20倍ばい[10]，發光はっこう度ど可か以高達たち太陽たいよう的てき100,000倍ばい[11]。造みやつこ父ちち一いち是ぜ顆光ひかり譜ふ類型るいけい為ためF6-K2的てき黃き巨星きょせい，它在脹縮之の間あいだ的てき半徑はんけい變化へんか達たち到いた數すう百ひゃく萬まん公里くり（大約たいやく是長これなが週しゅう期き變へん星ぼし船底ふなそこ座ざI的てき25%）[12][13]。

經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし在ざい可か見み光こう波なみ段だん光こう變へん幅はば度ど為ため0.1到いた2個こ星ほし等とう，最さい亮あきら時じ光ひかり譜ふ型がた一般いっぱん為ためF型がた，最さい暗くら時とき為ためG型がた或あるK型がた，光ひかり變へん週しゅう期き從したがえ1.5天てん到いた50天てん不等ふとう。但ただし也有やゆう例外れいがい的てき，比ひ如武仙せん座ざBP星ほし的てき光ひかり變へん週しゅう期き為ため83.1天てん，小麥こむぎ哲あきら倫りん星ほし系けい中也ちゅうや發現はつげん過か光ひかり變へん週しゅう期き長ちょう達たち二に百天的經典造父變星。

經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし被ひ用もちい來らい測量そくりょう本ほん星ほし系けい群ぐん內和之の外そと星ほし系けい的てき距離きょり，並なみ且是用よう來らい估計哈伯常數じょうすう[3][4][6][14][15]。經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし也曾被ひ用もちい來らい闡明せんめい我わが們銀河系ぎんがけい的てき許多きょた特性とくせい，像ぞう是ぜ太陽たいよう位い於銀河ぎんが盤面ばんめん之の上うえ，和かず銀河系ぎんがけい在ざい本地ほんじ的てき螺旋らせん結構けっこう[5]。

著名ちょめい的てき北極星ほっきょくせい勾陳一也是一顆造父變星，光ひかり變へん週しゅう期き約やく為ため4天てん，亮あきら度ど變化へんか幅はば度ど約やく為ため0.1個いっこ星ほし等とう。

第だい二に型がた造づくり父ちち变星

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主しゅ条目じょうもく：第だい二に型がた造づくり父ちち變へん星ぼし

第だい二に型がた造づくり父ちち变星（也稱為ため第だい二星族造父變星）是これ第だい二に星ほし族ぞく的てき變へん星ぼし，脈動みゃくどう週しゅう期き在ざい1-50天てん之の間あいだ[16][17]。第だい二型造父變星通常是貧ひん金屬きんぞく星ぼし，年ねん老ろう（～100億おく年ねん）、低質ていしつ量りょう（～0.5太陽たいよう質量しつりょう）。第だい二型造父變星又分成幾個子群，週しゅう期き在ざい1-4天てん的てき是ぜBL Her子こ群ぐん、10-20天てん的てき是ぜW Vir子こ群ぐん、週しゅう期き超過ちょうか20天てん的てき是ぜRV Tau子こ群ぐん[16][17]。

第だい二型造父變星用來建立至銀河ぎんが中心ちゅうしん、球狀きゅうじょう星團せいだん與あずか星ほし系けい的てき距離きょり[5][18][19][20][21][22][23]。

矮造父ちち變へん星ぼし

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主しゅ条目じょうもく：矮造父ちち變へん星ぼし

矮造父ちち變へん星ぼし即そく為ため盾たて牌ぱい座ざδでるた變へん星ぼし。其他著名ちょめい的てき矮造父ちち變へん星ぼし包括ほうかつ五ご帝みかど座ざ一いち（獅子しし座ざβべーた）和わ王おう良一りょういち（仙せん后きさき座ざβべーた）。織女しょくじょ星ぼし被ひ懷疑かいぎ也是盾たて牌ぱい座ざδでるた變へん星ぼし，但ただし是これ尚なお未み能のう證しょう實み。

異常いじょう造づくり父ちち變へん星ぼし

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牧夫ぼくふ座ざBL型がた变星（BLBOO，BL Boötis variable 或ある ACEP）

一群在不穩定帶上，週しゅう期き少しょう於2天てん的てき脈動みゃくどう變へん星ぼし，類似るいじ天てん琴きん座ざRR變へん星ぼし，但ただし是ぜ光度こうど較高。異常いじょう造づくり父ちち變へん星ぼし的てき質量しつりょう比ひ第だい二に型がた造づくり父ちち變へん星ぼし、天てん琴きん座ざRR型がた變へん星ほし高だか，也比我わが們的太陽たいよう高だか。尚なお不ふ清楚せいそ它們是ぜ在ざい轉回てんかい水平すいへい分ぶん支ささえ的まと年ねん輕けい恆星こうせい，還かえ是ぜ聯れん星ほし系けい中ちゅう進行しんこう質量しつりょう轉移てんい的てき藍あい掉隊星ぼし，或ある甚至是ぜ兩りょう種たね的てき混合こんごう[24][25]。

双そう模も式しき造づくり父ちち变星（Double-mode Cepheids variable）

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双そう模も式しき造づくり父ちち变星指ゆび显示出で不ふ止とめ一种脉动的模式的异常造父变星；通常つうじょう有ゆう两个周期しゅうき：主しゅ周期しゅうき为2-7天てん，副ふく周期しゅうき通常つうじょう为主周期しゅうき的てき0.8倍ばい。主要しゅよう类型有ゆうBCEP（B）， DSCT（B）， HADS（B）， SXPHE（B）， DCEP（B），天てん琴きん座ざRR型がた的てき子こ类由RRD型がた表示ひょうじ。

歷史れきし

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在ざい1784年ねん9月がつ10日とおか，愛あい德とく華はな·皮がわ戈ほこ特とく檢けん測はか到いた天てん鷹たか座ざηいーた的てき光度こうど變化へんか，這是第だい一顆被描述的經典造父變星。但ただし是ぜ，這一種造父變星卻以幾個月後由约翰·古德ことく利克としかつ發現はつげん的てき變へん星ぼし造みやつこ父ちち一いち為ため代表だいひょう。造みやつこ父ちち一いち的てき視み星ほし等とう最さい亮あきら時じ為ため3.7等とう，最さい暗くら時とき為ため4.4等とう，光ひかり變へん週しゅう期き為ため5天てん8小しょう時じ47分ふん28秒びょう。經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし的てき光度こうど與あずか週しゅう期き的てき關聯かんれん性せい是ぜ哈佛大學だいがく的てき亨とおる麗うらら愛あい塔とう·勒維特とく於1908年ねん調ちょう查了麥むぎ哲あきら倫りん雲くも內成千上萬顆的變星所發現的[26]。她發現はつげん，造みやつこ父ちち變へん星ぼし的てき光ひかり變へん週しゅう期き越えつ長ちょう，視し星ほし等とう越えつ小しょう。她利用りよう小麥こむぎ哲あきら倫りん雲くも中ちゅう的てき造みやつこ父ちち變へん星ぼし確立かくりつ了りょう視し星ほし等とう和わ周期しゅうき之の間あいだ的てき準じゅん確かく關係かんけい，因いん為ため小麥こむぎ哲あきら倫りん雲くも離はなれ我わが們足夠遙遠ようえん，恆星こうせい又また非常ひじょう密集みっしゅう，其中每ごと顆恆星ぼし到いた地球ちきゅう的てき距離きょり都と可か以看作さく是ぜ近似きんじ相しょう同どう的てき，因いん此勒維特發現はつげん的てき光ひかり變へん周期しゅうき與あずか視し星ほし等とう的てき關係かんけい可か以視為ため是ぜ光こう變へん周期しゅうき與あずか絕對ぜったい星ほし等とう的てき關係かんけい。由よし視し星ほし等とう轉化てんか為ため絕對ぜったい星ほし等とう，需要じゅよう解決かいけつ周しゅう光こう關係かんけい的てき零れい點てん標定ひょうてい問題もんだい。她在1912年ねん以25顆造父ちち變へん星ぼし與あずか更進こうしん一いち步ほ證據しょうこ一いち起おこり發表はっぴょう[27]。 在ざい1913年ねん，丹に麥むぎ天文學てんもんがく家か埃ほこり希まれ納おさめ·赫茨普ひろし龍りゅう對たい造みやつこ父ちち變へん星ぼし做了些研究けんきゅう，利用りよう視差しさ法ほう測定そくてい了りょう銀河系ぎんがけい中距離ちゅうきょり較近的てき幾いく顆造父ちち變へん星ぼし，標しめぎ訂てい了りょう距離きょり尺度しゃくど。

在ざい1915年ねん，美國びくに天文學てんもんがく家か哈羅·沙すな普ひろし利り成功せいこう的てき解決かいけつ了りょう造づくり父ちち變へん星ぼし零れい點てん標定ひょうてい的てき問題もんだい，並なみ使用しよう造づくり父ちち變へん星ぼし訂てい出で我わが們銀河系ぎんがけい最初さいしょ的てき大小だいしょう和わ形狀けいじょう，以及太陽たいよう在ざい期間きかん的てき位置いち。

1924年ねん，愛あい德とく溫ゆたか·哈伯計算けいさん仙女せんにょ座ざ大星おおぼし系けい中ちゅう某ぼう經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし的てき距離きょり，顯示けんじ它不是ぜ銀河系ぎんがけい內的成員せいいん。這解決かいけつ了りょう島しま宇宙うちゅう辯論べんろん所ところ涉わたる及的宇宙うちゅう和わ星ほし系けい是ぜ否ひ是ぜ同義どうぎ字じ的てき問題もんだい，或ある者もの銀河系ぎんがけい只ただ是ぜ組成そせい宇宙うちゅう的てき眾多星ほし系けい中ちゅう的てき一いち個こ[28]。

在ざい1929年ねん，哈伯和わ米べい爾なんじ頓ひたぶる·赫馬森もり結合けつごう由よし造づくり父ちち變へん星ぼし測量そくりょう出で距離きょり的てき幾いく個こ星ほし系けい，和わ維斯托たく·斯里弗どる測量そくりょう的てき星ほし系けい退行たいこう速度そくど，制定せいてい了りょう現在げんざい稱たたえ為ため哈伯定律ていりつ的てき公式こうしき。他た們發現はつげん宇宙うちゅう在ざい膨脹ぼうちょう（參まいり見み：膨脹ぼうちょう宇宙うちゅう模型もけい（英えい语：Metric expansion of space））。但ただし是ぜ，在ざい幾いく年ねん前まえ喬たかし治ち·勒梅特とく已やめ經けい提出ていしゅつ這種論斷ろんだん[29]。

在ざい20世紀せいき中葉ちゅうよう，在ざい將しょう具有ぐゆう不ふ同屬どうぞく性的せいてき造づくり父ちち變へん星ほし分ぶん為ため不同ふどう的てき類別るいべつ之これ後ご，天文てんもん上じょう影響えいきょう深遠しんえん的てき距離きょり問題もんだい獲得かくとく有效ゆうこう的てき解決かいけつ。在ざい1940年代ねんだい，沃爾特とく·巴ともえ德いさお將はた造みやつこ父ちち變へん星ほし分ぶん為ため兩個りゃんこ族ぞく群ぐん（經典きょうてん和わ第だい二に型がた）。經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし是ぜ年ねん輕けい的てき、質量しつりょう較大的てき第だい一いち星ほし族ぞく星ほし，第だい二型造父變星則是比較老且暗弱的第二星族星[16]。經典きょうてん造づくり父ちち變へん星和せいわ第だい二型造父變星遵循不同的周期和亮度關係。平均へいきん而言，第だい二に型がた造づくり父ちち變へん星ぼし的てき絕對ぜったい星ほし等とう比ひ經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ほし暗くら了りょう1.5等とう（但ただし仍比天てん琴きん座ざRR型がた變へん星ぼし亮あきら）。早期そうき以造父ちち變へん星ぼし對たい距離きょり的てき測量そくりょう，因いん為ため不ふ經けい意い的てき摻雜了りょう經典きょうてん造づくり父ちち變へん星和せいわ第だい二に型がた造づくり父ちち變へん星ぼし，因いん而變得とく很複雜ふくざつ[30]。沃爾特とく·巴ともえ德いさお開ひらき創そう性せい的てき發現はつげん導しるべ致M31的てき距離きょり增加ぞうか了りょう4成なり，和わ建立こんりゅう了りょう河かわ外がい星ほし系けい的てき距離きょり標しるべ尺じゃく。部分ぶぶん是ぜ因いん為ため天てん琴きん座ざRR的てき變へん光こう週しゅう期き很短，很早就被確認かくにん是ぜ獨立どくりつ的てき另一いち種しゅ變へん星ぼし（大約たいやく在ざい1930年代ねんだい）。

以造父ちち變へん星ぼし測量そくりょう距離きょり的てき不ふ確定かくてい性せい

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綑綁在ざい經典きょうてん造づくり父ちち變へん星和せいわ第だい二型造父變星之間，對たい距離きょり測量そくりょう的てき不ふ確定かくてい因いん素もと主要しゅよう是ぜ：周しゅう光こう關係かんけい在ざい不同ふどう通つう帶たい的てき本質ほんしつ，零れい點てん和わ斜はす率りつ的てき關係かんけい這兩者しゃ都會とかい衝擊しょうげき到いた豐ゆたか度ど，以及光度こうど計けい的てき汙染（混合こんごう）和わ衰おとろえ減げん的てき變化へんか規律きりつ（通常つうじょう是ぜ未み知的ちてき），都會とかい影響えいきょう到いた造みやつこ父ちち變へん星ぼし測量そくりょう的てき距離きょり。所有しょゆう這些主題しゅだい在ざい文獻ぶんけん中なか都と有ゆう所しょ爭そう辯べん[4][11][14][21][31][32][33][34][35][36][37][38]。

這些未み解決かいけつ的てき事項じこう已やめ經けい導しるべ致哈伯常數じょうすう的てき值（以經典きょうてん造づくり父ちち變へん星ぼし建立こんりゅう）在ざい60 km/s/Mpc和わ80公里くり/s/Mpc之の間あいだ不等ふとう[3][4][6][14][15]。解決かいけつ此一差異是天文學當今的首要問題之一，因いん為ため宇宙うちゅう學がく的てき宇宙うちゅう參さん數すう受到哈伯常數じょうすう數すう值精確かく的てき制約せいやく和わ影響えいきょう[6][15]。

脈動みゃくどう的てき動力どうりょく學がく

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在ざい赫羅圖ず中なか，大だい部分ぶぶん脉动变星位い于一个狭长的不稳定带上。造みやつこ父ちち变星位い于这个不稳定带的上部じょうぶ，光ひかり谱型かた为F到いたK型がた。恒星こうせい在ざい演えんじ化か过程中ちゅう，在ざい赫罗图上可能かのう数すう次じ穿ほじ越えつ不ふ稳定带，在ざい正常せいじょう恒星こうせい和わ造づくり父ちち变星之の间不断ふだん转换。

現今げんこん所しょ接受せつじゅ的てき造みやつこ父ちち變へん星ぼし脈動みゃくどう解釋かいしゃく稱しょう為ため「愛あい丁ひのと頓ひたぶる閥ばつ」[39]，或ある「κかっぱ機き制せい」，此處ここ的てき希まれ臘字母ははκかっぱ（kappa）表示ひょうじ氣體きたい的てき不透明ふとうめい度ど。

氦被ひ認みとめ為ため是ぜ整せい個こ過程かてい中ちゅう最さい活躍かつやく的てき氣體きたい：當とう氦的溫度おんど越高こしたか、電離でんり程度ていど也越大だい，而雙そう電離でんり（缺かけ少しょう兩りょう顆電子でんし的てき氦原子げんし）的てき氦比單たん電離でんり的てき氦更「透明とうめい」。在ざい造みやつこ父ちち變へん星ぼし脈動みゃくどう循環じゅんかん最さい暗くら淡あわ的てき部分ぶぶん，在ざい恆星こうせい外層がいそう的てき電離でんり氣體きたい並なみ不透明ふとうめい，恆星こうせい輻射ふくしゃ的てき能のう量りょう無む處しょ釋放しゃくほう，便びん開始かいし加熱かねつ氣體きたい。

溫度おんど上じょう升ます帶たい來らい兩個りゃんこ影響えいきょう：1. 恆星こうせい開始かいし膨脹ぼうちょう、2. 電離でんり程度ていど增加ぞうか。此時氣體きたい溫度おんど隨ずい著ちょ膨脹ぼうちょう降くだ低てい，而因為ため電離でんり度ど上じょう升ます變へん得どく更さら加か透明とうめい，允許いんきょ較多的てき輻射ふくしゃ逃逸，於是膨脹ぼうちょう停止ていし並なみ開始かいし收縮しゅうしゅく。這個過程かてい一次又一次的重覆著。

這個熱ねつ引擎的てき脈動みゃくどう機き制せい是ぜ亞あ瑟·愛あい丁ひのと頓とみ在ざい1917年ねん提出ていしゅつ的てき[40]（他た撰せん寫うつし了りょう一段造父變星的動力學），但ただし是ぜ直ちょく到いた1953年ねんS. A. Zhevakin才ざい証しょう實じつ了りょう氦的電離でんり[41]像ぞう是ぜ一いち種しゅ引擎的てき閥ばつ。

範はん例れい

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相關そうかん條目じょうもく

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參考さんこう資料しりょう

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外部がいぶ連結れんけつ

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脈動みゃくどう變へん星ぼし
造みやつこ父ちち变星和わ
類るい造づくり父ちち變へん星ぼし
藍あい-白しろ與あずか
早期そうき光こう譜ふ
長ちょう週しゅう期き
其它
噴發
原はら恆星こうせい和わPMS
巨きょ星和せいわ
超ちょう巨星きょせい
噴發聯れん星ぼし
其它
激變げきへん變へん星ぼし
自じ轉變てんぺん星ぼし
非ひ球たま型がた
星ほし斑まだら
磁場じば
食しょく
规范控ひかえ制せい数すう据すえ库：各地かくち 編輯維基數據鏈接
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