Μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας

[δεξιά|μικρογραφία| Οι  μεταβλητοί  αστέρες RR Λύρας απεικονίζονται σε μια συγκεκριμένη περιοχή στο [Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ|διάγραμμα Hertzsprung-Russell του χρώματος έναντι της φωτεινότητας. ]]
Οι  **RR Λύρας (***RR Lyrae)* είναι περιοδικά μεταβλητοί αστέρες , που απαντώνται συνήθως σε σφαιρωτά σμήνη. Χρησιμοποιούνται ως πρότυπα κεριά για τη μέτρηση γαλαξιακών αποστάσεων, ως μέρος της κοσμικής κλίμακας απόστασης. Αυτή η τάξη μεταβλητού αστέρα ονομάστηκε έτσι εξαιτίας του ομώνυμου και πιο φωτεινού από όλους αστέρα (RR Λύρας). 

Οι RR Λύρας είναι παλλόμενοι  στον οριζόντιο κλάδο ηλικιωμένοι αστέρες φασματικής κατηγορίας Α ή F, με μάζαγύρω στο το ήμισυ του Ήλιου. Θεωρείται ότι έχουν  χάσει μάζα σε προγενέστερο χρόνο, όταν ήταν στη διαδικασία ερυθρών γιγάντων και κατά συνέπεια ήταν κάποτε αστέρες με παρόμοια ή ελαφρώς μικρότερη μάζα από τον Ήλιο, περίπου 0,8 ηλιακές μάζες.

Η περίοδος παλμών και το απόλυτο μέγεθος των μεταβλητών αστέρων RR Λύρας, τους καθιστούν καλά πρότυπα κεριά για σχετικά κοντινούς στόχους, ειδικά στο πλαίσιο του Γαλαξία και της τοπικής ομάδας. Πέρα από τον Γαλαξία, είναι δύσκολο να εντοπιστούν λόγω της χαμηλής φωτεινότητάς τους.  Χρησιμοποιούνται εκτενώς σε μελέτες σφαιρωτών σμηνών και για τη μελέτη χημικών ιδιοτήτων παλαιότερων αστέρων. 

## Ανακάλυψη και αναγνώριση
[αριστερά|μικρογραφία| H-R διάγραμμα για το [σφαιρωτό σμήνος M5 , με τον οριζόντιο κλάδο σημειωμένο σε κίτρινο και τους γνωστούς RR Λύρας αστέρες σε πράσινο χρώμα ]]
Σε έρευνες για σφαιρωτά σμήνη, αυτές οι μεταβλητές «τύπου συστάδας» ταυτοποιήθηκαν ραγδαία στα μέσα της δεκαετίας του 1890, ιδιαίτερα από τον EC Pickering . 

Πιθανώς ο πρώτος αστέρας τύπου RR Λύρας που βρέθηκε έξω από ένα σμήνος ήταν ο U Leporis , ο οποίος ανακαλύφθηκε από τον Καπτέιν το 1890. 

Ο πρότυπος αστέρας RR Λύρας *(RR Lyrae*) ανακαλύφθηκε πριν από το 1899 από τη Βιλαμίνα Φλέμινγκ (*Williamina Fleming*) και αναφέρθηκε από τον Pickering το 1900 ως: «δεν διακρίνεται από μεταβλητούς αστέρες τύπου συστάδας». 

Από το 1915 έως και τη δεκαετία του 1930, οι RR Λύρας γίνονταν ολοένα και περισσότερο αποδεκτοί ως μια κατηγορία αστέρων διαφορετική από τους Κηφείδες, λόγω των μικρότερων περιόδων τους, των διαφορετικών θέσεων εντός του γαλαξία και των χημικών διαφορών.  Οι μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας είναι, φτωχοί σε μέταλλα, αστέρες του πληθυσμού II.  

Οι RR Λύρας έχουν αποδειχθεί δύσκολο να παρατηρηθούν σε εξωτερικούς γαλαξίες λόγω της εγγενούς αμυδρότητάς τους. Στην πραγματικότητα η αποτυχία του Βάλτερ Μπάαντε να τους εντοπίσει στον γαλαξία της Ανδρομέδας τον οδήγησε να υποθέσει ότι ο γαλαξίας ήταν πολύ πιο μακριά από ό, τι είχε προβλεφθεί, να επανεξετάσει τη βαθμονόμηση των Κηφείδων, και να προτείνει την έννοια των αστρικών πληθυσμών. Χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Καναδά-Γαλλίας-Χαβάης τη δεκαετία του 1980, οι Pritchet & van den Bergh βρήκαν μεταβλητούς RR Λύρας στη γαλαξιακή άλω της Ανδρομέδας  και, πιο πρόσφατα, σε σφαιρωτά σμήνη .  

## Ταξινόμηση
Οι αστέρες RR Λύρας χωρίζονται κατά κανόνα σε τρεις κύριους τύπους  μετά την κατάταξη από τον SI Bailey με βάση το σχήμα των καμπύλων φωτεινότητας των αστέρων: 

* Οι RRab είναι οι πιο συχνοί, αποτελώντας το 91% όλων των παρατηρούμενων RR Lyrae, και εμφανίζουν τις απότομες αυξήσεις της φωτεινότητας τυπικές των RR Λύρας 
* Οι RRc είναι λιγότερο συνηθισμένοι, αποτελώντας το 9% των παρατηρούμενων RR Lyrae, και έχουν βραχύτερες περιόδους και πιο ημιτονοειδή διακύμανση 
* Οι RRd είναι σπάνιοι, που αποτελούν μεταξύ 

## Εξωτερικοί σύνδεσμοι

* APOD ''M3: Αδιάκοπο σύμπλεγμα αστέρων''  http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap070415.html κινούμενη κίνηση των μεταβλητών RR Lyrae σε σφαιρικό σμήνος M3 τεσσάρων καρέ 
* Κίνηση μεταβλητών RR Lyrae σε σφαιρικό σμήνος M15  
* Κινούμενο με τα μεταβλητά αστέρια RR Lyrae στην κεντρική περιοχή του σφαιρικού σμήνους M15 
* RR Lyrae αστέρια 
* AAVSO Μεταβλητό Αστέρι της Εποχής - RR Lyrae 
* OGLE Άτλας μεταβλητών καμπυλών αστεριών - RR Stars Lyrae

RR Λυρας