W astronomii , RR Lyrae typ zmiennej (gwiazdki) są gwiazdy zmienne , nazwany prototypu gwiazdy tego rodzaju, RR Lyrae i często wykorzystywane jako świec standardowych .
Gwiazdy typu RR Lyrae mają stosunkowo krótki okres zmienności jasności, wynoszący od 0,2 do 1,1 dnia. Niektóre można zatem zobaczyć w pełnym cyklu w ciągu jednej nocy (patrz animacja w linku zewnętrznym poniżej).
Gwiazdy te są zmiennymi pulsującymi umieszczonymi na poziomej gałęzi diagramu Hertzsprunga-Russella , o masie około połowy masy Słońca - należy jednak zauważyć, że gwiazdy te ulegają znacznej utracie masy przed osiągnięciem stadium RR Lyrae. z gwiazd o podobnej masie, a nawet wyższych niż słońce . Różnią się podobnie jak cefeidy , z pewnymi różnicami:
Lyrae RRs dzieli się na trzy główne typy: RRab, RRc i RRd. RRc to te z najkrótszymi okresami, a RRd mają dwa nałożone okresy tętna.
Gwiazdy typu RR Lyrae, które mają niską jasność w porównaniu z innymi populacjami gwiazd, są używane do pomiarów odległości w naszej Galaktyce lub jej bliskim otoczeniu, Grupie Lokalnej . Na przykład łatwiej jest obserwować gwiazdy typu RR Lyrae, niezbyt jasne, ale liczniejsze w galaktykach karłowatych Grupy Lokalnej, w których nie można znaleźć cefeidy.
Historycznie, to dzięki gwiazdom typu RR Lyrae Walter Baade był w stanie w 1951 roku po raz pierwszy oszacować odległość od Słońca do centrum galaktyki , poprzez badanie takich gwiazd, w gromadzie kulistej NGC 6522 znajdującej się w bezpośrednie sąsiedztwo centrum galaktyki, w regionie zwanym oknem Baade'a .