RR Lyrae sterren zijn pulserendevariabele sterren met een regelmatige periode, die gewoonlijk gevonden worden inbolvormige sterrenhopen. Ze worden vaak gebruikt om afstanden binnen deMelkweg te bepalen.
Deze soort variabele ster is genoemd naar de variableRR Lyrae in het sterrenbeeldLier.
RR Lyrae sterren zijn sterren die in hetHertzsprung-Russelldiagram op dehorizontale tak liggen (tijdens hunevolutie bewegen ze zich van dereuzentak over de horizontale tak naar links en weer terug naar de reuzentak) eneenspectraalklasse A (soms F) hebben, met eenmassa van ongeveer een halvezonnemassa. Er wordtgedacht dat ze eerder in hun leven massa verloren hebben en oorspronkelijk ongeveer een massa van 0,8 zonsmassa's hadden. De diameter van RR-Lyrae sterren is ongeveer vijf maal die van de zon. Bij RR-Lyrae sterren verandert tijdens de pulsatie cyclus deeffectieve temperatuur tussen 6000 en 7500 °C. De oorzaak van de variabiliteit is hetkappa-mechanisme.
Samen metCepheïden bevinden RR Lyrae-sterren zich in deinstabiliteitsstrip in het Hertzsprung-Russelldiagram en er wordt gedacht dat de methode van de pulsaties van de twee soorten sterren op elkaar lijken. Echter de aard en geschiedenis van deze sterren is waarschijnlijk heel anders. In tegenstelling tot Cepheïden zijn RR Lyrae sterren oud, met een relatief kleine massa, en hebben een lagemetaliciteit (tussen 0,00001 en 0,01 maal het metaalgehalte van de zon); het zijn "populatie II" sterren. Ze komen veel meer voor dan Cepheïden, maar hebben ook een veel kleinerelichtkracht. De gemiddeldeabsolute magnitude van een RR Lyrae ster is +0,75, slechts 40 tot 50 keer helderder dan dezon.[1] De periode van RR-Lyrae sterren is korter dan die van Cepheïden, tussen 0,2 en 1,2 dagen, en de amplitude in de lichtkromme is 2magnitudes of minder.
De periode van RR Lyrae sterren hangt af van hun massa, lichtkracht en temperatuur. De relatie tussenperiode en metaalgehalte[2] voor RR Lyrae sterren maakt ze goede standard bronnen voor relatief nabije objecten, in het bijzonder binnen de Melkweg. Ze worden uitgebreid voor studies vanbolvormige sterrenhopen en voor studies van de chemische eigenschappen van oudere sterren.
In sommige RR Lyrae sterren wordt een modulatie in de vorm van de lichtkromme waargenomen met een periode tussen 10 en 500 dagen, het Blazhko-effect.
RR Lyrae sterren werden vroeger "cluster variabelen" genoemd wegens hun associatie met bolvormige sterrenhopen (hoewel ze ook voorkomen buiten bolhopen). Ook zijn 90% van de veranderlijke sterren in bolhopen RR Lyrae sterren. RR Lyrae sterren worden op allegalactische breedtes gevonden, in tegenstelling tot de klassieke Cepheïden, die bijna alleen voorkomen in het vlak van de Melkweg. In de jaren 1980 waren er ongeveer 1900 RR Lyrae sterren bekend. Er wordt geschat dat er ongeveer 85.000 RR Lyrae sterren in de Melkweg zijn.
Omdat RR Lyrae sterren een bekende intrinsieke helderheid hebben is hun afstand betrekkelijk eenvoudig te berekenen. Daarvan is gebruik gemaakt doorLukas Plaut om de ruimtelijke verdeling van de RR Lyrae in de richting van hetmelkwegcentrum te bepalen. Het ruimtelijk middelpunt van die verdeling is dan ook de plaats van het centrum van de melkweg. Daarmee is de afstand tot het centrum bekend, een gegeven van groot belang om de structuur van de hele melkweg te begrijpen.
RR Lyrae sterren zijn ontdekt in 1895 doorSolon Irving Bailey op foto's van bolvormige sterrenhopen, gemaakt op hetBoyden Station van hetHarvard College Observatory inArequipa, Peru[3]. Vele "cluster variabelen" werden geïdentificeerd in surveys van bolvormige sterrenhopen in de jaren 1890, in het bijzonder doorEdward Charles Pickering. De eerste RR Lyrae ster die gevonden werd buiten een bolvormige sterrenhoop was waarschijnlijkU Leporis, ontdekt doorJacobus Kapteyn in 1890. Het prototype van deze variabelen,RR Lyrae is ontdekt voor 1899 doorWilliamina Fleming. Pickering schreef in 1900 dat deze ster niet onderscheiden kon worden van "cluster variabelen". Tussen 1915 en 1930 werd gevonden dat RR Lyrae sterren verschilden van Cepheïden door hun kortere periode, andere verdeling in de Melkweg, en chemische verschillen (metaal-arme Populatie II sterren).
Het is moeilijk RR Lyrae sterren in anderesterrenstelsels waar te nemen omdat ze zo zwak zijn. Het feit datWalter Baade deze sterren niet vond in deAndromedanevel leidde ertoe dat hij dacht dat dat stelsel op veel grotere afstand stond dan voorspeld was en tot het voorstel dat er verschillende populaties sterren waren. In de jaren 1980 werden RR Lyrae sterren gevonden in dehalo van de Andromedanevel en later in bolvormige sterrenhopen erin.[4]
RR Lyrae sterren worden gewoonlijk verdeeld in drie subtypen, gebaseerd op een classificatie vanSolon Irving Bailey volgens de vorm van de lichtkromme:
·
·