要知道两点间的距离，只要拿一把长尺子一量就可以测出来。然而，天上的星系、星团等天体离我们非常遥远。那么，天文学家又是怎样在地球上就知道这些星系或星团离我们有多远呢？
确实，这是天文学家们所公认最头疼的难题，但又是他们必须面对的巨大挑战。通常情况下，天文学家为了测量一颗河外星体的距离，首先要尽可能精确地测出一颗银河系内较近星体的距离，然后再利用一系列先进的太空技术，计算出那颗更远星系星体的距离。这个过程像踩着台阶上楼，所以又称作是“宇宙距离阶梯”。
多年来，许多不同的“宇宙距离阶梯”被发现，造父变星就是其中的一部分。借助它们闪动的“心跳”，我们可以更精确地测量出各星系与地球的距离，“校准”宇宙膨胀率；借助它我们可以更好地探索苍茫的宇宙。
那么，什么是造父变星呢？
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发现造父变星
虽然大多数恒星都像太阳一样比较稳定地发光，但仍有少部分恒星的亮度是在不断变化的。一般来讲，凡是亮度起伏变化的恒星，都可以称之为“变星”，其种类很多，有交食变星、脉动变星、新星和超新星。变星变化的原因可以分为物理原因(如爆发、脉动)和几何原因(如交蚀、屏遮)两种，也有二者兼而有之的。
在已发现的变星中，脉动变星占了一半以上，它是指由脉动引起亮度变化的恒星。这些变星亮度的变化，可能是由于恒星体内（自身的大气层）一会儿膨胀、一会儿收缩这种周期性的变化而引起的。恒星周期性的膨胀与收缩，必然引起恒星体积周期性的增加与减少，温度和总辐射能量都发生变化，因而光度也周期性的增大与减小，看起来它的亮度也周期性的变亮与变暗。
造父变星就是脉动变星中比较特殊的一种，它们在夜空中明亮无比，用肉眼就能看到，而且亮度变化得相当有规律。正是这种规律性的亮度变化为天文学家量度星系距离提供了标准，可以说造父变星是宇宙中的标准“烛光”。
第一个发现造父变星的是出生于荷兰的业余天文爱好者约翰?古德里克，他是一个聋哑青年，而且只活了22岁，但是他在变星研究上的重要成就使他的名字永远流传了下来。
1782年11月12日，18岁的古德里克首次观测了英仙座中的大陵五，他非常惊奇地发现了它的亮度变化，好奇心使他坚持观测下去，并最终得到了它的光变周期：2日20小时49分9秒。次年5月，英国皇家学会公布了这一发现，并授予古德里克“科普莱奖章”。古德里克还对大陵五的光变原因进行了研究，认为它变光的原因是有一颗较暗的星和它互相绕转，这颗伴星周期性地遮掩大陵五，就好像日月交食一样。但直到100多年后的1889年，人们才用分光镜证实了他的见解。
在此后的4年里，古德里克又发现了两颗变星，一颗是天琴座β，中文名“渐台二”；另一颗是仙王座δ。由于我国古代将仙王座δ称为“造父一”，天文学家后来就将这类亮度够亮、亮度变化很规律的变星统称为“造父变星”。
用“心跳”量距离
变星的每次光度变化平均所需的时间，就是变光周期，即变星从最暗变到最亮，又回到最暗所需要的时间。变星的变光周期一般很有规律，这是变星的一个重要特征，造父变星也同样具有这个特征，如仙王座δ星的光变周期为5天8小时47分28秒。除此之外，造父变星还具有一个鲜为人知的特性，那就是它的“周期—光度关系”特性。
1912年，美国女天文学家亨利塔?利维特在银河系的卫星星系小麦哲伦星云中发现了20颗造父变星，测量后发现它们的距离几乎相同，而且视亮度（地球上测量到的亮度）比较亮的，其绝对亮度（恒星本身发出的总光度）也比较亮。经过计算，她最终得出了造父变星的“周期-光度关系理论”（简称“周光关系”）：变光周期越长的造父变星，其绝对亮度也越亮；光变周期越短，亮度亦越小。也就是说，造父变星的内在光度和规律变动周期——它的“心跳”或者说“脉搏”之间有一种特殊的关系。
造父变星的亮度变化周期和绝对星等有着严格的对应关系，因此，只要在地球上测得了一颗造父变星的光变周期，原则上就可以确定它的绝对星等；如果再测量出它的相对星等（视星等），把绝对星等和相对星等进行比较，再考虑到光源亮度的“反平方定律”，那么它的距离就可以确定了。因为这颗变星就在星系或星团里，所以天文学家也就知道了相应的星系或星团的距离了。
造父变星的这一性质太有用了、太重要了。自此，有关河外星系星体距离测量的关键工作，便开始完全依赖于这些距离指示物—— 造父变星了，天文学家们给了它一个“量天尺”的美名。后来，造父变星便被天文学家们视作宇宙中的“标准烛光”，烛照宇宙中我们未知的黑暗。
测量造父变星自身的距离
然而，一个非常重要的问题就是，科学家们必须尽可能具体地测出一颗造父变星极精确的距离，只有这样，才能根据造父变星的“周期—光度关系”测量出其它星体的距离，这是一件让科学家们不大好办的事情。而这恰恰是“干涉测量法”的用武之地。
“干涉测量法”是指用多架望远镜把来自同一天体的光或无线电波进行组合，再详细分解的测量法。它是天文学家沃尔特?巴德和韦塞林克发明的，因此这种方法也以他们的名字命名为“巴德—韦塞林克法”。
利用这一经典的方法，一颗造父变星的角直径的变化，就可以根据其有规律的脉动检测到的光度变化推知。然后，再利用分光镜测量出相应的径向速度的变化，以此得到星体的直线距离。然后通过换算径向速度与角直径，得到星体的距离。不过，这种方法的问题是，尽管造父变星表面上很明亮，但它们的距离实在太遥远，如距离我们最近的造父变星仙王座δ，就有足足800光年，观察它们就像是观察月球上的两排房子一样困难。因此总是让人感觉不好把握，不敢真正确信。
最近，一个由法国和瑞士天文学家组成的小组，启动了一项巨大的研究计划，该计划的目的就是利用上述的“巴德—韦塞林克干涉测量法”，测出几颗造父变星的距离，打消人们对这种测量方法的疑虑。
为了实施这个庞大的计划，他们利用高分辨率的太空望远镜干涉仪，选择了在智利的欧南天文台观测到的7颗造父变星作为测量对象。当7颗造父变星中4颗星体的规律性运动被超大望远镜干涉仪发现时，他们便趁机利用“巴德—韦塞林克干涉测量法”得到了它们的距离。随后，他们又利用另一种复合计算方法，计算出了另外3颗星体的距离。
不久的将来，更精密的超大望远镜干涉仪“琥珀”将很快问世，这台望远镜将使现在的观测精确度再次提高5%，30多颗造父变星的距离就将被轻而易举地测量到，对遥远星体的测量也将成为家常便饭。
名词解释
径向速度：恒星的运动可分为两个互相垂直方向的运动分量，一是连接地球与该恒星方向的速度，成为径向速度；另一是与径向速度垂直的横向速度。
