天琴座RR型变星1895

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。

发现和识别

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，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

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。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；最近也在它的球状星团中发现。

分类

天琴座RR型变星通常分为三种类型：贝利根据恒星亮度曲线的形状，将其分类如下：

RRab是最常见的，亮度急遽上升的典型天琴座RR型变星，占所有观察到的91%。

RRc不太常见，其周期较短（平均0.3天），光度变化比较小（小于0.5等），光变曲线更接近正弦，占观察到的9%。

RRd 非常罕见，占比小于1%，并且其中30%与RRab和RRc不同，是双模脉冲星。

分布

天琴座RR型变星因为与球状星团有强烈（但非唯一）的关联，因此在过去称为“星团变星”；相对应地，球状星团中已知的变星中超过80%为天琴座RR型变星。不同于和银河平面密切相关的经典造父变星，天琴座RR型变星分布于银河系的所有纬度。

由于年岁久远，包括晕和厚盘内的天琴座RR型变星，都常被用来追踪银河系中特定的族群。

在1980年代，球状星团中已知的天琴座RR型变星约有1,900颗，数倍于当时所知的造父变星的数量。有些估计认为银河系中约有85,000颗天琴座RR型变星。

虽然联星系统在典型恒星中很常见，但很少观测到成对的天琴座RR型变星。

性质

天琴座RR型变星的星脉动方式类似造父变星，但这两类恒星的性质与历史被认为相当不同。就像所有变星一样，造父变星不稳定带，当离子化氦的不透明度随温度变化时，脉动是由Κ机制引起。

天琴座RR型变星是较老的，与室女座W型变星、武仙座BL型变星和第二型造父变星一样，是质量相对较低的族群II恒星。经典造父变星是质量较高的星族I恒星。天琴座RR型变星比造父变星常见得多，但亮度较低。天琴座RR型变星的平均绝对星等约为+0.75，亮度仅为太阳的40到50倍。变光周期较短，通常不到一天，有时甚至不到7小时。一些RRab型的，包括天琴座RR本身，展现出明显的相位与振幅调变现象（伯拉兹科效应）。

周光关系

天琴座RR型变星的光变曲线与造父变星不同，在可见波段不严格的遵循周期-光度关系，然而它们在红外线波段，即K频谱是严格的遵循周光关系。 它们通常透过周期-颜色关系来分析，例如使用韦森海特函数（Wesenheit function）。因此，它们可作为标准烛光来测量距离，但金属量、亮度及混合效应仍存在着困难。混合效应会影响球状星团核心附近取样的天琴座RR型变星，因为此处的恒星密度极高，在低分辨率观测中，多颗恒星可能未能解析而同时呈现，而被视为单一目标。因此，对于看似单一的恒星（例如天琴座RR型变星）所测量的亮度，因为这些未解析的恒星对所测定的亮度有贡献，会错误地过亮。因此，计算出的距离是错误的，有些研究者主张混合效应可能会在宇宙距离阶梯中引入系统性的不确定性，并可能导致估计宇宙年龄的哈伯常数偏差。

近期的发展

哈伯太空望远镜已在仙女座星系的球状星团中辨识出多颗天琴座RR型变星的候选者，并测量了原型恒星天琴座RR的距离。

开普勒太空望远镜在长时间内覆盖单一场域，定期提供了精确的光度测量。包括天琴座RR本身，已知有37颗天琴座RR型变星位于开普勒太空望远镜的视场内，并且发现了例如周期倍增等新现象。

盖亚任务绘制了140,784颗天琴座RR型变星，其中50,220颗先前未被发现为变星，54,272颗星际吸收的估计值可用

PanSTARRS1的3π巡天识别出约45,000颗天琴座RR型变星，代表迄今为止最宽广（覆盖天空的四分之三）且最深（达120千秒差距）的天琴座RR型恒星样本。2017年，塞萨尔（英语：Sesar）等人利用这些恒星开发出一种新型模板拟合技术，在超过80%的案例中，以超过2秒的精度达成高度精确的周期估计。

暗能量巡天（DES，Dark Energy Survey）在南方天空中识别出约6,000颗天琴座RR型变星候选者，其中约31%为先前未被发现的。巡天同时改善了周期与光度的关系，推动距离测量及星系结构研究。

Feng 等人（2024年）利用次世代室女座星系团巡天（英语：Next Generation Virgo Cluster Survey，缩写为NGVS）的深度影像，范围远及星系外围的晕中，辨识出距离星系中心约20–300 kpc的180颗微弱的天琴座RR型变星的候选者。其中约有100个来源是之前未被纳入泛星计划的PS1（Pan-STARRS 1）目录。

来自暗能量巡天（英语：Dark Energy Survey，缩写为DES）、Pan-STARRS 1（PS1）以及次世代室女座星系团巡天的天琴座RR型变星脉动参数，皆透过昴星团望远镜的Hyper Suprime-Cam战略巡天。Keck II的ESI光谱仪也被用来分析遥远星系晕的天琴座RR型变星候选者的光谱，以辨识前述调查中的背景类星体污染物。