Es handelt sich um einen Typus veränderlicher Sterne, der sehr verwandt ist mit den Cepheiden. RR Lyrae Sterne wurden nach ihrem Prototyp im Sternbild Lyra (dt. Leier) benannt. Die Astronomen nennen sie auch Haufenveränderliche, weil sie besonders häufig in Kugelsternhaufen zu finden sind.

Eigenschaften

RR Lyrae-Sterne sind besonders alte Sterne der Population II, die regelmäßig variable Lichtkurven aufweisen. Physikalisch gesehen, handelt es sich um schnell pulsierende Riesensterne (Spektralklasse A), in denen Helium im Sternkern brennt. Sie haben typische Perioden kleiner als ein Tag, so dass man als Hobby- oder Amateurastronom einen oder zwei Zyklen in nur einer Nacht beobachten kann. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm besetzen die RR Lyrae-Sterne den Instabilitätsast, weil sie pulsieren und so instabile Sternphasen durchlaufen.

praktische Perioden-Leuchtkraft-Relation

Wie die Cepheiden weisen die RR Lyrae-Sterne eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung auf, die es gestattet aus der beobachteten Periode der Lichtkurve auf die absolute Leuchtkraft M zu schließen. Mit der ebenfalls beobachteten scheinbaren Helligkeit m folgt über das Entfernungsmodul die Distanz d des Sterns gemäß d = 10^1+0.2(m-M). Daher sind die Haufenveränderliche – ebenso wie die Cepheiden – gute Standardkerzen, allerdings nur brauchbar bis Distanzen von etwa 0.5 Mpc, während Cepheiden noch viel weiter verwendbar sind, bis 20 Mpc.

zum Prototypen

Der Prototyp RR Lyrae hat eine Periode von 13 Stunden und 36 Minuten, in der die Helligkeit von 7.1 auf 8.1 Magnituden variiert. Diese Helligkeitsschwankungen bis maximal 2 Magnituden sind typisch für alle RR Lyrae-Sterne.