第二型造父變星
展示了第二型造父變星在不穩定帶中的位置。]] 第二型造父變星（Type II Cepheid）是變星的一種，它的脈動通常介於1至50天之間。第二型造父變星通常是第二星族星，因此是老年、通常貧金屬、低質量的恆星。第二型造父變星常用來測量和建立銀河中心、球狀星團和星系的距離。 第二型造父變星的週期越長，光度也越亮，曾經用來測量在本星系群之外的NGC 5128和NGC 4258的距離。 參考資料
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經典造父變星
顯示了幾種類型的變星的位置，並疊加在不同的光度等級的顯示上。]] 經典造父變星（，也稱為第一星族造父變星、第一型造父變星、或仙王座δ變星）是造父變星的一種。它們是第一星族星，有著周期從數天至數月，質量是太陽4-20倍的變星，光度可以達到太陽的100,000倍。經典造父變星是光譜類型在F6-K2的黃超巨星，在脈動週期中的半徑變化可以達到數百萬公里（大約是船底座I的25%）。 經典脈動變星的光度和脈動週期之間存在著明確的關聯性，可靠的造父變…
武仙座BL型變星
」資料的武仙座BL光變曲線。]] 武仙座BL型變星（）是第二型造父變星的一個子類，其週期少於八天，具有低亮度和低質量。 它們是具有光變曲線的脈動變星，對於週期最短的恆星，在下降側常有凸起，對於週期較長的恆星則在上升側出現凸起。此外，與其它第二型造父變星相比，武仙座BL型變星的週期較短，且比室女座W型變星暗淡。脈動變星在光譜類別中因亮度不同而有所變化，而武仙座BL型變星在最亮時通常屬於A類，當亮度最暗時則屬於F類。在繪製赫羅圖時，它們位於…
行星狀星雲亮度函數
行星狀星雲亮度函數 （，縮寫：PNLF）是在天文學使用的第二級。它非常適合螺旋和橢圓星系，即使它們是完全不同的星族和系外星系距離尺度。 步驟 若要使用PNLF估計星系的距離，首先必須在這個星系中找到波長λ5007的點光源，但是並不需要考慮完整的可見光譜。這些點光源是行星狀星雲的候選者，但是有其他三種類型的天體也會發出這樣的輻射，因此必須先篩選掉它們：電離氫區、超新星殘骸、和萊曼α星系。確定是行星狀星雲之後，必須測量[O III] λ50…
超新星
（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。|244x244px]] 超新星（）是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可能持续几周至几个月甚至幾年才会逐渐衰减。而在此期间，一颗超新星所释放的辐射能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸可以将其大部分甚至几乎所有物质以接近十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这…
天琴座RR型变星
圖上坐落在一個特定區域上。]] 天琴座RR型變星是週期變星，通常在球狀星團中發現，因此也稱為星團變星。它被用做測量星系距離的標準燭光，是宇宙距離尺度階梯的一部分。這類變星是以其原型，也是最亮的例子，天琴座RR命名。 天琴座RR型變星是脈動的水平分支恆星，光譜類型為A或F，質量約為太陽的一半。它們原本的質量與太陽相似，大約是0.8太陽質量的恆星，在經歷紅巨星分支階段時甩掉了部分的質量。 在現代天文學中，週期-光度關係使它們成為合適的標準燭…
造父变星
是银河系中最亮的造父变星之一，由哈伯太空望遠鏡拍攝]] 造父變星（Cepheid，或）的成員是一種非常明亮的變星，其變光的光度和脈動週期有著非常強的直接關聯性。造父變星是建立銀河和河外星系距離標尺的可靠且重要的標準燭光。 造父變星分成幾個子類，表現出截然不同的質量、年齡、和演化歷史：經典造父變星、第二型造父變星、異常造父變星、和矮造父變星。 造父變星的名稱源自在仙王座的仙王座δ星，在1784年被约翰·古德利克發現是一顆變星。由於是這種類…
紅群聚
中突出的一群，表面溫度大約5,000K和。]] 紅群聚是赫羅圖上的紅巨星聚類，它們的表面溫度約為5,000K，絕對星等（MV）+0.5，比大多數具有相同亮度的紅巨星分支星稍熱。它被視為紅巨星分支的較稠密區域或是朝向更熱的溫度膨脹。它在許多星系的疏散星團中較突出，在許多中年的球狀星團和附近的星場（例如依巴谷卫星）中也很明顯。 紅群聚是低溫的水平分支恆星，最初是類似於太陽的恆星，它們經歷了氦閃，現在以氦融合在其核心產生能量。 性質 紅群聚恆…
宇宙距离尺度
宇宙距離階梯（也稱為銀河系外星系距離尺度）是天文學家用以決定天體距離的一系列方法。只有那些距離地球「足夠近」（大約在一千秒差距內）的天體，才有可能直接量測距離。測量更遙遠天體距離的技術，都是奠基於對近距離天體量測方法之間的關聯。有幾種方法依賴標準燭光：已知光度的幾種天體。 階梯類比之所以出現，是因為沒有一種技術可以量測天文學中的所有長度。天文學家採用了複合方案來替代，有方法可以量測附近天體的距離，也有另一種方法可以量測距離稍遠一點的天體…
X射線爆發源
X射線爆發源是一種會呈現週期性快速增加光度（通常是10或更高因次），且其峰值出現在電磁頻譜之X射線的X射線聯星。這種天文物理的系統是由吸積的緻密天體（通常是中子星，偶爾是黑洞）和一顆捐助者的主序星組成。捐助者的物質會落到中子星的表面並累積在那兒一陣子，直到氫融合成氦，並產生X射線。 擔任捐助者的主序星在分類上既可以是高質量恆星（超過10太陽質量（））也可以是低質量恆星（少於1太陽質量），構成的聯星系統縮寫為分別為HMXB和LMXB。X射…
標準燭光
標準燭光（standard candles）是天文學中已經知道光度的天體，而在宇宙學和星系天文學中獲得距離的幾種重要方法都是以標準燭光做基礎的。比較已知的光度（或是它的對應函數的數值，絕對星等）和他的觀測亮度（視星等），距離可以經由下面的公式計算而得： :5 \log_{10} \frac{D}{kpc} = m -M -10， 此處的D是距離，kpc是千秒差距（103 秒差距）， m是視星等，M是絕對星等（兩者均處於靜止的狀態下）。 …
紅巨星支尖
紅巨星支尖（Tip of the red giant branch，TRGB）是天文學上用於量測距離的主要方法之一。它利用星系中光度最明亮的紅巨星分支上的恆星來量測那個星系的距離。它曾與哈伯太空望遠鏡配合，一起測量室女座超星系團的本星系團相對運動。地面上的8米級望遠鏡，例如甚大望遠鏡（VLT）也能夠在合理的觀測時間內利用TRGB測量本地宇宙內的距離。 赫羅圖（HR圖）是恆星光度相對於表面溫度的群體圖。像太陽這樣的恆星是在生命期中的氫核心…
表面亮度起伏
表面亮度起伏（Surface brightness fluctuation，SBF）是第二階的距離指標，用於估計星系的距離。這個技術應用到組成星系的恆星數量都是有限的事實。星系中任何一個小塊中的恆星數量，從一個點到另一個點都會有所不同，這創建出星系表面亮度分佈有類雜訊的波動。雖然一個星系中存在著各種不同亮度的恆星，並且涵蓋著很大的範圍，SBF的特性使得所有的恆星好像有著相同的亮度，這是恆星亮度分布的光度加權積分。年老的橢圓星系有相當一致…