脈動變星
由脈動引起亮度變化的恆星
脈動變星，是指由脈動引起亮度變化的恆星，數量約有200萬個。這些變星亮度的變化，可能是由於恆星體內（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。
恆星周期性的膨脹與收縮，必然引起恆星半徑周期性的增大與減小，恆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，也都隨之發生變化。
脈動變星
根據亮度變化曲線的形狀，脈動變星可分為規則的，半規則的和不規則的三種不同的類型。規則的，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（如經典造父變星）；半規則的，亮度變化有一定規律但周期不定，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係，這些為研究恆星的物理本質和宇宙尺度提供了重要的依據。
在脈動變星中，最典型的是仙王座δ星，中名稱為造父一。這是最引人注目的變星，它最亮時達到3.6等，最暗時達到4.3等。變光幅度約為0.7等。圖3-3表示造父一的亮度變化曲線。從圖中可以看到造父一變亮時很快，它上升支曲線比較陡，而變暗時卻很緩慢，它下降支曲線比較平緩。上升段需時約1.5天，下降段需時約4天。
整個光變周期約為5.5天。由於這類變星的亮度變化周期稍長，大多數在1—80天，它的亮度變化也不太大，一般光幅大約在0.5—1.5等之間，類似於造父一變光情況的星，統稱為造父變星。
通過光譜分析了解到，造父一的變光原因是星體在進行脹與縮的運動。如同一個橡皮球，當打氣時，則球體膨脹變大；放氣時，球體則收縮變小。星球通過不斷地膨脹與收縮，產生脈動，故此類變星稱為“脈動變星”。當造父變星的亮度最大時它的膨脹速度最大，產生溫度也最高，發射著藍色的光；當亮度極小時，它的收縮速度最快，產生的溫度也最低，發射著白色光。隨著亮暗的變化，溫度也發生變化，因而光譜型也發生變化。
其他
除造父一變星類型外，還有短周期造父變星。它們的典型代表星是天琴RR。光變周期更短，一般從1.2小時到24小時之間。由於多在球狀星團中發現，所以又稱為球狀星團型變星。
在周期的脈動變星中，有一顆叫蒭藁[gǎo]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，發現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，最後消失不見了。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於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。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。
造父變星的研究對人們了解天體的遠近起過巨大作用。它被作為“量天尺”用來測量星團、星系的距離。1912年，美國女天文學家勒維特將位於南半球人們能見到的小麥哲倫星雲內25個造父變星，按周期長短排列成表。她意外地發現了它們相應的視星等也可按著順序排列起來。也就是造父變星周期愈長，其光度(絕對星等)就愈大；光變周期愈短，其光度也就愈小。找到了光變周期與光度成正比關係。
這樣，當我們發現一顆造父變星，只要觀測出它的光變周期，就可以從圖中找出它的平均絕對星等，再由觀測測定出它的視星等，我們便可以求出這顆造父變星離我們的距離。用這個方法測定河外星系、星團距離便容易多了。
