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光，可以量測相對較近，特別是銀河系和本星系群內天體的距離。他們也是研究球狀星團和老年恆星化學（和量子力學）性質的常見課題。
發現和識別
的赫羅圖。水平分支標記為黃色，已知的天琴座RR型變星標記為綠色。]]
在對球狀星團的調查中，特別是愛德華·皮克林的調查，這些"星團類型"的變星在1890年代中期被迅速識別出來。在星團外發現並被確認的的第一顆天琴座RR型變星，可能是雅各布斯·卡普坦在1890年發現的天兔座U。原型恆星的天琴座RR在1899年之前就被威廉敏娜·弗萊明，皮克林在1990年的報告中指出，"它與星團類型的變星無法區分"。
從1950年至1930年，由於其周期較短、化學性質差異、與在星系中不同的位置，這一類型越來越被接受為與經典造父變星不同類的變星。天琴座RR型變星是貧金屬的第二星族星；最近也在它的球狀星團中發現。
分類
天琴座RR型變星通常分為三種類型，並且其中30%與RRab和RRc不同，是雙模脈衝星。
分布
ESO public survey]]
天琴座RR型變星因為與球狀星團有強烈（但非唯一）的關聯，因此在過去稱為「星團變星」；相對應地，球狀星團中已知的變星中超過80%為天琴座RR型變星。不同於和銀河平面密切相關的經典造父變星，天琴座RR型變星分布於銀河系的所有緯度。
由於年歲久遠，包括暈和厚盤內的天琴座RR型變星，都常被用來追蹤銀河系中特定的族群。
在1980年代，球狀星團中已知的天琴座RR型變星約有1,900顆，數倍於當時所知的造父變星的數量。有些估計認為銀河系中約有85,000顆天琴座RR型變星。
雖然聯星系統在典型恆星中很常見，但很少觀測到成對的天琴座RR型變星。
性質
天琴座RR型變星的星脈動方式類似造父變星，但這兩類恆星的性質與歷史被認為相當不同。就像所有變星一樣，造父變星不穩定帶，當離子化氦的不透明度隨溫度變化時，脈動是由Κ機制引起。
天琴座RR型變星是較老的，與室女座W型變星、武仙座BL型變星和第二型造父變星一樣，是質量相對較低的族群II恆星。經典造父變星是質量較高的星族I恆星。天琴座RR型變星比造父變星常見得多，但亮度較低。天琴座RR型變星的平均絕對星等約為+0.75，亮度僅為太陽的40到50倍。變光週期較短，通常不到一天，有時甚至不到7小時。一些RRab型的，包括天琴座RR本身，展現出明顯的相位與振幅調變現象（伯拉茲科效應）。
週光關係
天琴座RR型變星的光變曲線與造父變星不同，在可見波段不嚴格的遵循週期-光度關係，然而它們在紅外線波段，即K頻譜是嚴格的遵循週光關係。 它們通常透過週期-顏色關係來分析，例如使用韋森海特函數（Wesenheit function）。因此，它們可作為標準燭光來測量距離，但金屬量、亮度及混合效應仍存在著困難。混合效應會影響球狀星團核心附近取樣的天琴座RR型變星，因為此處的恆星密度極高，在低解析度觀測中，多顆恆星可能未能解析而同時呈現，而被視為單一目標。因此，對於看似單一的恆星（例如天琴座RR型變星）所測量的亮度，因為這些未解析的恆星對所測定的亮度有貢獻，會錯誤地過亮。因此，計算出的距離是錯誤的，有些研究者主張混合效應可能會在宇宙距離階梯中引入系統性的不確定性，並可能導致估計宇宙年齡的哈伯常數偏差。
近期的發展
哈伯太空望遠鏡已在仙女座星系的球狀星團中辨識出多顆天琴座RR型變星的候選者。
克卜勒太空望遠鏡在長時間內覆蓋單一場域，定期提供了精確的光度測量。包括天琴座RR本身，已知有37顆天琴座RR型變星位於克卜勒太空望遠鏡的視場內，並且發現了例如週期倍增等新現象。
蓋亞任務繪製了140,784顆天琴座RR型變星，其中50,220顆先前未被發現為變星，54,272顆星際吸收的估計值可用
PanSTARRS1的3π巡天識別出約45,000顆天琴座RR型變星，代表迄今為止最寬廣（覆蓋天空的四分之三）且最深（達120千秒差距）的天琴座RR型恆星樣本。2017年，塞薩爾（）等人利用這些恆星開發出一種新型模板擬合技術，在超過80%的案例中，以超過2秒的精度達成高度精確的週期估計。
暗能量巡天（DES，Dark Energy Survey）在南方天空中識別出約6,000顆天琴座RR型變星候選者，其中約31%為先前未被發現的。巡天同時改善了週期與光度的關係，推動距離測量及星系結構研究。
Feng 等人（2024年）利用次世代室女座星系團巡天（，縮寫為NGVS）的深度影像，範圍遠及星系外圍的暈中，辨識出距離星系中心約20–300 kpc的180顆微弱的天琴座RR型變星的候選者。其中約有100個來源是之前未被納入泛星計畫的PS1（Pan-STARRS 1）目錄。
來自暗能量巡天（，縮寫為DES）、Pan-STARRS 1（PS1）以及次世代室女座星系團巡天的天琴座RR型變星脈動參數，皆透過昴星團望遠鏡的Hyper Suprime-Cam戰略巡天。Keck II的ESI光譜儀也被用來分析遙遠星系暈的天琴座RR型變星候選者的光譜，以辨識前述調查中的背景類星體污染物。
參考文獻
外部連結
[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap070415.html APOD M3: Inconstant Star Cluster*] four-frame animation of RR Lyrae variables in globular cluster M3
*[http://foto.star-shine.ch/details.php?image_id=426 Animation of RR Lyrae-Variables in globular cluster M15]
*[http://www.astrosurf.com/pixiel/animationM15RRLYRAE25-1343.htm Animation with the variable stars RR Lyrae in the center area of the globular cluster M15]
*[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RR_Lyrae_star.html RR Lyrae stars]
*[http://www.aavso.org/vsots_rrlyr AAVSO Variable Star of the Season - RR Lyrae]
*[http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/RR_Lyr.html OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - RR Lyrae stars]
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