造父變星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，最暗時隻有4.4星等，這種變化很有規律，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。由於我國古代將仙王座δ稱作“造父一”，所以天文學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，亮度變化越大。人們把這叫做周光關係，並得到了周光關係曲線。以後在測量不知距離的星團、星係時，隻要能觀測到其中的造父變星，利用周光關係就可以將星團、星係的距離確定出來。因此，造父變星被人們譽為“量天尺”。
1908-1912年，美國天文學家勒維特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。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。這樣隻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。造父變星本身亮度雖然巨大，但是不足以測量極遙遠星係核天體，能]夠用來測量的河外星係較少，更遠的星係用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。
造父變星實際上包括兩種性質不同的類型：星族1造父變星（或稱經典造父變星）和星族2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。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，被解釋為星麵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。
古希臘哲學家亞裏士多德曾經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現了一顆新星，這就是中國《明史稿》中的記載“明隆慶六年冬十月丙辰，彗星見於東北方，至萬曆二年四月乃沒”所指的那個天體。時隔三十餘年，開普勒又於1604年在蛇夫座中發現了一顆新星，這就是中國史籍中記載的出現在明朝萬曆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於大角（牧夫座α），旬餘乃入。”這是人類曆史上對新星最早的記載之一。一顆典型的新星，起亮度在幾天之內可以增加一萬倍以上，亮度的最大值可以維持幾個小時，然後再逐漸轉暗。轉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。隻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於我們的太陽在10萬年中所產生能量的總和。根據對新星光譜的研究，天文學家們知道了關於新星的一些細節。新星爆發時，半徑會增加到太陽半徑的100~300倍，而爆發結束後，體積卻又會縮小；爆發時，星殼無限製地向外膨脹，永遠離開星核而去，變成了稀薄的星際介質；爆發時恆星損失的質量可達10^26千克，這差不多相當於太陽質量的萬分之一。
新星是亮度在短時間內（幾小時至幾天）突然劇增，然後緩慢減弱的一類變星，星等增加的幅度多數在9等到14等之間。由於新星在發亮之前一般都很暗，甚至用大望遠鏡也看不到，而一旦發亮後，有的用肉眼就能看到，因此在曆史上被稱為“新星”。實際上，新星不是新產生的恆星。一般認為，新星產生在雙星係統中。這個雙星係統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，巨星的物質受到白矮星的吸引，向白矮星流去。這些物質的主要成分是氫。落進白矮星的氫使得白矮星“死灰複燃”，在其外層發生核反應，從而使白矮星外層爆發，成為新星。新星爆發以後，所產生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹，半徑增大，密度減弱，最後消散在恆星際空間中。隨著氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。
聯邦內的智慧生命，還在積極地表現著自己，對於天文危險，絲毫沒有警覺。
1908-1912年，美國天文學家勒維特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。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。這樣隻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。造父變星本身亮度雖然巨大，但是不足以測量極遙遠星係核天體，能]夠用來測量的河外星係較少，更遠的星係用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。
造父變星實際上包括兩種性質不同的類型：星族1造父變星（或稱經典造父變星）和星族2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。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，被解釋為星麵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。
古希臘哲學家亞裏士多德曾經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現了一顆新星，這就是中國《明史稿》中的記載“明隆慶六年冬十月丙辰，彗星見於東北方，至萬曆二年四月乃沒”所指的那個天體。時隔三十餘年，開普勒又於1604年在蛇夫座中發現了一顆新星，這就是中國史籍中記載的出現在明朝萬曆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於大角（牧夫座α），旬餘乃入。”這是人類曆史上對新星最早的記載之一。一顆典型的新星，起亮度在幾天之內可以增加一萬倍以上，亮度的最大值可以維持幾個小時，然後再逐漸轉暗。轉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。隻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於我們的太陽在10萬年中所產生能量的總和。根據對新星光譜的研究，天文學家們知道了關於新星的一些細節。新星爆發時，半徑會增加到太陽半徑的100~300倍，而爆發結束後，體積卻又會縮小；爆發時，星殼無限製地向外膨脹，永遠離開星核而去，變成了稀薄的星際介質；爆發時恆星損失的質量可達10^26千克，這差不多相當於太陽質量的萬分之一。
新星是亮度在短時間內（幾小時至幾天）突然劇增，然後緩慢減弱的一類變星，星等增加的幅度多數在9等到14等之間。由於新星在發亮之前一般都很暗，甚至用大望遠鏡也看不到，而一旦發亮後，有的用肉眼就能看到，因此在曆史上被稱為“新星”。實際上，新星不是新產生的恆星。一般認為，新星產生在雙星係統中。這個雙星係統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，巨星的物質受到白矮星的吸引，向白矮星流去。這些物質的主要成分是氫。落進白矮星的氫使得白矮星“死灰複燃”，在其外層發生核反應，從而使白矮星外層爆發，成為新星。新星爆發以後，所產生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹，半徑增大，密度減弱，最後消散在恆星際空間中。隨著氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。
聯邦內的智慧生命，還在積極地表現著自己，對於天文危險，絲毫沒有警覺。