天琴座RR型变星

天琴座RR型变星是周期变星，通常在球状星团中发现，因此也称为星团变星。它被用做测量星系距离的标准烛光，是宇宙距离尺度阶梯的一部分。这类变星是以其原型，也是最亮的例子，天琴座RR命名。

天琴座RR型变星是脉动的水平分支恒星，光谱类型为A或F，质量约为太阳的一半。它们原本的质量与太阳相似，大约是0.8太阳质量的恒星，在经历红巨星分支阶段时甩掉了部分的质量。

在现代天文学中，周期-光度关系使它们成为合适的标准烛光，可以量测相对较近，特别是银河系和本星系群内天体的距离。他们也是研究球状星团和老年恒星化学（和量子力学）性质的常见课题。

在对球状星团的调查中，特别是爱德华·皮克林的调查，这些"星团类型"的变星在1890年代中期被迅速识别出来。在星团外发现并被确认的第一颗天琴座RR型变星，可能是雅各布斯·卡普坦在1890年发现的天兔座U。原型恒星的天琴座RR在1899年之前就被威廉敏娜·弗莱明检出，皮克林在1990年的报告中指出，"它与星团类型的变星无法区分"。

从1950年至1930年，由于其周期较短、化学性质差异、与在星系中不同的位置，这一类型越来越被接受为与经典造父变星不同类的变星。天琴座RR型变星是贫金属的第二星族星[1]

由于天琴座RR型变星本质的光度微弱，很难在银河系以外的星系中观察到。事实上，沃尔特·巴德因为未能在仙女座星系中找到它们，使他怀疑该星系比预测的远得多，而考虑重新校准造父变星，并提出星族的概念[1]。在1980年代，普里切特（Pritchet）和范登伯格（van den Bergh）使用加法夏望远镜才在仙女座星系的晕中发现天琴座RR型变星[2]；最近也在它的球状星团中发现[3]。

S.I.贝利（英语：Solon Irving Bailey）根据天琴座RR型变星的亮度曲线形状，将这种变星分成三种主要的类型[1]：

天琴座RR型变星因为与球状星团有很强（但不是唯一）的关联性，所以早先被称为"星团变星"；相较之下，在球状星团中已知的变星有80%是天琴座RR型变星[5]。天琴座RR型变星在星系所有的纬度上都能被发现，相对于经典造父变星只与星系的盘面相关联。

有时，许多的天琴座RR型变星会与造父变星结合在一起；在1980年代，在球状星团中大约已经发现1,900颗。有些估计认为在银河系中大约有8,500颗[1]。

虽然，联星在恒星中很常见，但很少观测到成对的天琴座RR型变星[6]。

天琴座RR型变星的脉动方式类似于造父变星，但这两类恒星的性质和历史被认为相当不同。像所有在造父不稳定带上的变星，当电离氦的明度随温度变化时，脉动是由Κ机制引起的。

天琴座RR型变星是老年、相对质量较低、第二星族星，通常与第二型造父变星，室女座W型变星和武仙座BL型变星（英语：BL Herculis variable）一起；经典造父变星是高质量的第一星族星。天琴座RR型变星比造父变星更为常见，但发光程度低很多。天琴座RR型变星的平均绝对星等大约是 +0.75等，只比我们的太阳亮40或50倍[7]。它们的周期短，通常不到一天，有些只有7小时左右。一些天琴座RRab型变星，包括天琴座RR本身，呈现出伯拉兹科效应，在其中有一个明显的相位和振幅的调制[8]。

不同于造父变星，天琴座RR型变星在可见光的波长上并不严格的遵循周期-光度关系，然而在红外线的K波段却很严谨[9]。它们通常使用周期-颜色关系进行分析，例如使用Wesenheit函数。通过这种方法，尽管在金属量、微弱性、和综合性的影响尚存在着困惑，但它们依然可以做为测量距离的标准烛光。综合的效果会影响到在球状星团核心附近采样的天琴座RR型变星，因为球状星团的恒星密度相当大，以至于在低分辨率的观测中，多颗（未解析）的恒星可能会被显示为单颗的目标。因此，那些看似单独的恒星（例如，天琴座RR型变星），因为那些未被解析出的恒星，而错误的被测量得过于明亮。因此而计算出来的距离会是错误的。有些研究人员认为，综合效应可能会给宇宙距离阶梯带来系统性的不确定性，并可能影响到估计宇宙年龄的哈伯常数[10][11][12]。

哈伯太空望远镜已经确定了仙女座星系的球状星团中，有几颗疑似天琴座RR型变星的候选者[13]，并且测量了原型星，天琴座RR的距离[14]。

天琴座RR本身就在开普勒太空望远镜的视野范围内。因此，开普勒太空望远镜扩大了覆盖的范围，并提供了准确的光度测量[15]。

盖亚任务预计将通过提供大量此类恒星的均质光谱资讯，大大提高对天琴座RR型变星的了解[16]。