RR Lyrae variable (original) (raw)
RR-Lyrae-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne mit einem regelmäßigen Lichtwechsel und einer Periode von 0,2 bis 1,2 Tagen. Die Helligkeitsamplituden betragen bis zu 2 Magnituden und der Spektraltyp A bis F. Es sind relativ alte Riesensterne mit ca. halber Sonnenmasse und dem etwa 5-fachen Sonnendurchmesser. Sie werden aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen auch Haufenveränderliche genannt.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | Les variables RR Lyrae són estrelles variables usades com a candeles estàndard. Les RR Lyrae són estrelles polsants de la branca horitzontal, amb una massa de, aproximadament, la meitat del Sol. Les estrelles RR Lyrae perden massa abans d'esdevenir RR Lyrae i conseqüentment, aquestes estrelles foren un temps astres amb una massa similar o una mica menor que el Sol, voltant les 0,8 masses solars. Polsen de manera semblant que a les variables cefeides, però entre unes i altres hi ha diferències importants. Les RR Lyrae són estrelles velles, i relativament de poca massa. Per consegüent, són més comunes que les cefeides, però menys lluminoses. De mitjana la magnitud absoluta de les RR Lyrae és 0,75, només 40 o 50 vegades més brillants que el Sol. El seu període és més curt, típicament menor d'un dia, i a vegades per davall de les vuit o nou hores. Hi ha tres classes principals d'estrelles RR Lyrae: * RRab * RRc, amb períodes curts * RRd, amb dos períodes de pulsacions superposats. La relació entre la variabilitat del període d'una RR Lyrae i la seva magnitud absoluta fa d'aquestes estrelles bones candeles estàndard per objectes relativament pròxims, especialment dins la Via Làctia. Són usades de forma extensiva en els estudis de cúmuls globulars, però són difícils d'observar a galàxies externes. (ca) Hvězdy typu RR Lyrae jsou skupinou pulsujících proměnných hvězd, někdy též označovaných jako krátkoperiodické cefeidy nebo proměnné kulových hvězdokup, protože byly poprvé objeveny v kulových hvězdokupách. Typická hvězda, , byla jako první objevena mimo hvězdokupu. Hvězdy RR Lyrae jsou obři , spadající do spektrálních tříd A a F. Mají periodu od 0,2 do 1,2 dne (nejčastěji 9 a 17 hod) a amplitudu v rozmezí 0,2 mag až 2,0 mag. Jejich světelné křivky většinou rychle dosahují maxima za dobu kratší, než činí desetina z celkové periody. Minima trvají poměrně dlouho, takže po dobu několika hodin zůstává zdánlivá hvězdná velikost přibližně konstantní. Absolutní hvězdná velikost všech hvězd typu RR Lyrae je okolo +0,5 mag, takže je možno je používat jako světelné zdroje o standardní jasnosti při určování vzdálenosti. (cs) في علم الفلك متغيرات (RR) القيثارة (بالإنجليزية: RR Lyrae variable) هي نجوم منتظمة التغير .متغير (RR) القيثارة تسمية تطلق على أي نجم عادي نابض لة فترة تغير قصيرة تتراوح بين 1.5 و 29 ساعة وسعة سطوع قصوى تصل إلى القدر 2. توجد متغيرات (RR) القيثارة عادة في العناقيد المغلقة. فترة النبض والقدر المطلق لمتغيرات (RR) القيثارة يجعلها شموع قياسية جيدة (اضافية) لقياس المسافات إلى المجرات وللأهداف القريبة نسبيا، وخاصة داخل درب التبانة والمجموعة المحلية. أبعد من درب التبانة يصعب اكتشافها بسبب انخفاض لمعانها. وهي تستخدم على نطاق واسع في دراسة العناقيد المغلقة، وتستخدم أيضا لدراسة الخصائص الكيميائية للنجوم القديمة. (ar) 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 μάζα περίπου 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. (el) RR-Lyrae-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne mit einem regelmäßigen Lichtwechsel und einer Periode von 0,2 bis 1,2 Tagen. Die Helligkeitsamplituden betragen bis zu 2 Magnituden und der Spektraltyp A bis F. Es sind relativ alte Riesensterne mit ca. halber Sonnenmasse und dem etwa 5-fachen Sonnendurchmesser. Sie werden aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen auch Haufenveränderliche genannt. (de) RR Lyrae izar aldakorrak, hala euren eredua RR Lyrae delako deituak, A eta F arteko espektru motako izarrak dira, euren erradioan aldaketak dituztenak (pultsazio erradialak) 0,2 eta 1,2 egun bitarteko periodoekin eta 0,2 eta 2 magnitude arteko zabalerarekin (dizdira aldaketak). Berez, nahiko izar dizdiratsuak dira. Euren magnitude absolutua 0,50etik gertukoa da (gure eguzkiarena 4,81ekoa den bitartean). Ohi, RR Lyrae izarrei "periodo laburreko " edo "kumuluko aldakorrak" ere deitzen zaie, edozein kumulu globularretan kopuru handian agertzeagatik. Izar hauetako gehienak galaxiako osagai esferikokoak dira, kumulu globular batzuetan ere badauden arren (batzuetan ehun baino gehiago): alabaina, beste batzuetan kumuluan kasu, apenas daude hamar bat, horren arrazoia zein den ezagutzen ez delarik. RR Lyrae izar aldakorrak distantzia adierazle bezala erabiltzen dira. Kumulu globular baten dauden mota honetako izar guztiak Hertzsprung-Russell diagramako adar horizontalean daudenez guztiek magnitude absolutu bera dutela uste da, nondik bere itxurazko magnitudea ezagututa handik gure eguzkiraino dagoen distantzia ebaz daitekeen. (eu) Las estrellas variables de tipo RR Lyrae, llamadas así porque el prototipo es RR de la Lyra, son estrellas de tipo espectral A al F que tienen cambios en su radio (pulsaciones radiales) con períodos de 0,2 a 1,2 días y amplitudes (cambios de brillo) de 0,2 a 2 magnitudes. Son astros intrínsecamente bastante brillantes: su magnitud absoluta es próxima a 0,50 (compárese con la del Sol que es igual a la 4,81). Tradicionalmente se denomina también a las RR Lyrae "cefeidas de corto período" o "variables de cúmulo", por aparecer en gran cantidad en cualquier cúmulo globular. La mayoría de estas estrellas pertenecen a la componente esférica de la Galaxia, aunque también están presentes (en ocasiones más de un centenar) en ciertos cúmulos globulares: sin embargo en otros, como en M13, apenas si se llegan a contar una decena sin que se sepa cuál es el motivo. Las variables de tipo RR Lyrae se utilizan como indicadores de distancias: dado que todas las estrellas de este pertenecientes a un cúmulo globular están situadas en la rama horizontal del diagrama H-R se cree que todas ellas tienen la misma magnitud absoluta, de donde conociendo su magnitud aparente puede deducirse su distancia hasta el Sol. (es) RR Lyrae variables are periodic variable stars, commonly found in globular clusters. They are used as standard candles to measure (extra) galactic distances, assisting with the cosmic distance ladder. This class is named after the prototype and brightest example, RR Lyrae. They are pulsating horizontal branch stars of spectral class A or F, with a mass of around half the Sun's. They are thought to have shed mass during the red-giant branch phase, and were once stars at around 0.8 solar masses. In contemporary astronomy, a period-luminosity relation makes them good standard candles for relatively nearby targets, especially within the Milky Way and Local Group. They are also frequent subjects in the studies of globular clusters and the chemistry (and quantum mechanics) of older stars. (en) En astronomie, les (étoiles) variables de type RR Lyrae sont des étoiles variables, nommées d'après l'étoile prototype du genre, RR Lyrae, et souvent utilisées en tant que chandelles standard. (fr) こと座RR型変光星（ことざRRがたへんこうせい、RR Lyrae variables, RR Lyraes）は、銀河ハローや球状星団によく見られる脈動変光星のタイプの1つ。このタイプの変光星のプロトタイプかつ最も明るいこと座RR星にちなんで名付けられた。かつては短周期セファイド（ケフェイド） (英: short-period Cepheids) や星団型変光星 (英: cluster-type variables) とも呼ばれていた。 スペクトルA型またはF型の脈動する水平分枝星で、質量は太陽の半分程度である。主系列時にはおよそ0.8 - 1.0 M☉（太陽質量）だった星が、赤色巨星分枝の段階で質量を失ったものと考えられている。 変光の周期と平均光度の間に正比例則（周期-光度関係）があることから、現代の天文学では特に天の川銀河や局所銀河群の内部にある、比較的近傍にある天体の距離を測るのに適した標準光源として用いられている。また球状星団や年老いた星の化学および量子力学の研究でも頻繁に取り上げられている。 (ja) Le variabili RR Lyrae (che prendono il nome dal prototipo della categoria la stella variabile RR Lyrae) sono stelle in fase di fusione centrale di elio in carbonio ed ossigeno che sono soggette a pulsazioni radiali periodiche alle quali corrisponde una variazione di luminosità modulata dal ciclo pulsazionale e quindi anch'essa periodica. L'osservabile più importante di questo fenomeno è perciò l'andamento della luminosità dell'oggetto stellare in funzione del tempo (la cosiddetta curva di luce), seguita dai due parametri fondamentali ampiezza e periodo della pulsazione. (it) 거문고자리 RR형 변광성은 표준광원으로 종종 사용되기도 하는, 변광성의 종류 중 하나이다. (ko) RR Lyrae sterren zijn pulserende variabele sterren met een regelmatige periode, die gewoonlijk gevonden worden in bolvormige sterrenhopen. Ze worden vaak gebruikt om afstanden binnen de Melkweg te bepalen. Deze soort variabele ster is genoemd naar de variable RR in het sterrenbeeld Lier. (nl) Gwiazdy typu RR Lyrae – typ pulsujących gwiazd zmiennych, będących olbrzymami o typie widmowym od A do F, o okresach pulsacji od 0,2 do 1,2 dnia i amplitudach zmian blasku od 0,2 do 1,5 wielkości gwiazdowych. Gwiazdy typu RR Lyrae należą do II populacji, występują w gromadach kulistych i w halo galaktycznym. Ich wiek wynosi ponad dziesięć miliardów lat. Wyróżnia się kilka rodzajów gwiazd typu RR Lyrae: RRab – gwiazdy pulsujące w podstawowym modzie radialnym, RRc – gwiazdy pulsujące w pierwszym modzie wzbudzonym, RRd – gwiazdy dwumodalne, pulsujące jednocześnie w modach radialnych podstawowym i pierwszym wzbudzonym. Od niedawna klasyfikuje się gwiazdy RR Lyrae z najkrótszymi okresami jako typ RRe - gwiazdy pulsujące w drugim modzie wzbudzonym, choć nie jest jasne, czy takie obiekty rzeczywiście występują. Średnia jasność absolutna gwiazd typu RR Lyrae jest w przybliżeniu stała i wynosi około 0,6 wielkości gwiazdowych. Własność ta jest powszechnie wykorzystywana do określania odległości do gromad gwiazd i galaktyk, w których obserwuje się gwiazdy tego typu. Wciąż nierozstrzygnięty jest problem zależności jasności absolutnej od zawartości pierwiastków ciężkich (tzw. metaliczności). Często obserwowaną osobliwością gwiazd typu RR Lyrae jest efekt Błażki polegający na rozmyciu krzywej zmian blasku, w której są wciąż widoczne periodyczne zmiany amplitudy. Został odkryty w 1907 przez rosyjskiego astronoma Siergieja Błażko. Efekt ten bywa interpretowany jako skutek istnienia nieradialnych modów pulsacji. Nie wiadomo jednak jak deformacja gwiazdy podczas takich pulsacji mogłaby tak bardzo zmieniać obserwowaną jasność. (pl) Em astronomia, as RR Lyrae são estrelas variáveis, assim chamadas devido à estrela protótipo do gênero, RR Lyrae, e frequentemente utilizadas como velas padrão. Essas estrelas são variáveis pulsantes situadas no eixo horizontal do diagrama de Hertzsprung-Russell, e têm uma massa de aproximadamente metade da massa solar — note-se que essas estrelas sofrem de uma perda de massa importante antes de atingirem o estado RR Lyrae, e são por isso formadas a partir de estrelas que têm uma massa equivalente, ou mesmo superior, à do Sol. Elas variam de maneira similar às cefeidas, no entanto com algumas diferenças: * as RR Lyrae são estrelas relativamente velhas, de população II, e são por isso mais numerosas que as cefeidas, apesar de menos brilhantes. A magnitude absoluta média de uma RR Lyrae típica é de aproximadamente +0,75, ou seja, 50 vezes a luminosidade solar. * seu período é menor, em geral menos de um dia. As RR Lyrae são classificadas em três tipos principais: RRab, RRc e RRd. As RRc possuem os menores períodos, e as RRd possuem dois períodos de pulsação superpostos. A relação entre seu período de pulsação e sua magnitude absoluta transforma-as em excelentes velas padrão, particularmente no interior da Via Láctea. Elas são bastante utilizadas no estudo de nebulosas, mas são muito difíceis de serem observadas em outras galáxias, por causa de sua fraca luminosidade. A incapacidade de se detectar uma RR Lyrae na galáxia de Andrômeda nos anos 1940 foi um indício importante para que se acreditasse que essa galáxia se encontra mais distante do que se pensava até então. (pt) Переменные типа RR Лиры — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которого стала звезда RR Лиры. Такие звёзды довольно старые и маломассивные, и встречаются в основном в шаровых скоплениях. Светимости всех звёзд типа RR Лиры практически одинаковы, поэтому они используются как стандартные свечи. (ru) RR Lyraestjärnor är en kategori av pulserande stjärnor tillhörande population II och är alltså relativt gamla stjärnor. Alla RR Lyrae-stjärnor har ungefär samma absoluta magnitud och är därför viktiga för att bestämma avstånd inom Vintergatan och dess närhet. Värdet på den absoluta magnituden är fortfarande under debatt. Värden på +0,1 till +0,9 har föreslagits. Värdet tros variera med stjärnornas metallicitet på så sätt att stjärnor med låg metallicitet är ljusstarkare. Mest accepterat är ett värde på +0,6±0,2 beroende på metallicitet. RR Lyrae-stjärnornas period varierar mellan 0,2 och 1,2 dygn med ett medianvärde på 0,5 dygn. Prototypstjärnan RR Lyrae ligger nära medelvärdet. Stjärntypen förekommer vanligen i klotformade stjärnhopar. Förändringar i perioden är inte ovanliga. Amplituden är upp till 2 magnituder. Spektralklass från A5 till F5. (sv) 天琴座RR型變星是週期變星，通常在球狀星團中發現，因此也稱為星團變星。它被用做測量星系距離的標準燭光，是宇宙距離尺度階梯的一部分。這類變星是以其原型，也是最亮的例子，天琴座RR命名。 天琴座RR型變星是脈動的水平分支恆星，光譜類型為A或F，質量約為太陽的一半。它們原本的質量與太陽相似，大約是0.8太陽質量的恆星，在經歷紅巨星分支階段時甩掉了部分的質量。 在現代天文學中，週期-光度關係使它們成為合適的標準燭光，可以量測相對較近，特別是銀河系和本星系群內天體的距離。他們也是研究球狀星團和老年恆星化學（和量子力學）性質的常見課題。 (zh) Змі́нні ти́пу RR Лі́ри — тип пульсуючих змінних зір, гігантів спектральних класів A—F, що мають порівняно стабільні криві блиску з періодом 0,2—1,2 доби. Зміна блиску відбувається подібно до класичних цефеїд, але з меншими періодами, тому тривалий час їх називали короткоперіодичними цефеїдами. Наразі використання цього нестрогого терміну не рекомендується, оскільки зорі відрізняються віком, розташуванням на діаграмі Герцшпрунга — Рассела та стадією еволюції. Температура зовнішніх шарів — 6400—7600°К, абсолютна зоряна величина — 0,5m—1m (тобто, вони у 40-50 раз яскравіші Сонця), маса — трохи більше половини сонячної маси. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела вони перебувають на горизонтальному відгалуженні, у місці його перетину зі смугою нестабільності. Це старі зорі, що подолали значну частину еволюційного шляху (на головній послідовності). (uk) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/HR-diag-instability-strip.svg?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | http://foto.star-shine.ch/details.php%3Fimage_id=426 http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RR_Lyrae_star.html http://www.aavso.org/vsots_rrlyr http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/RR_Lyr.html http://www.astrosurf.com/pixiel/animationM15RRLYRAE25-1343.htm http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap070415.html |
| dbo:wikiPageID | 309428 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 15733 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1124522960 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Metallicity dbr:Binary_star dbr:Hubble_Space_Telescope dbr:Hubble_constant dbr:Canada-France-Hawaii_Telescope dbr:Instability_strip dbr:Edward_Charles_Pickering dbr:Galaxy dbr:Globular_cluster dbr:Globular_clusters dbr:Cosmic_distance_ladder dbr:Andromeda_Galaxy dbr:Local_Group dbr:Horizontal_branch dbr:Photometry_(astronomy) dbc:RR_Lyrae_variables dbc:Variable_stars dbr:Cepheid_variables dbr:Walter_Baade dbr:Williamina_Fleming dbr:Classical_Cepheids dbr:Absolute_magnitude dbr:K_band_(infrared) dbr:Jacobus_Kapteyn dbr:Kepler_(spacecraft) dbr:Blazhko_effect dbr:Sun dbr:BL_Herculis_variable dbc:Standard_candles dbr:Solon_Irving_Bailey dbr:RR_Lyrae dbr:Red-giant_branch dbr:Cepheid_variable dbr:Variable_star dbr:Extinction_(astronomy) dbr:W_Virginis_variable dbr:Kappa_mechanism dbr:Period-luminosity_relation dbr:Stellar_populations dbr:Gaia_mission dbr:Classical_Cepheid_variables dbr:Standard_candle dbr:Spectral_classification dbr:Standard_candles dbr:Type_II_Cepheids dbr:File:M5_colour_magnitude_diagram.png dbr:File:HR-diag-instability-strip.svg dbr:U_Leporis dbr:File:Rr_lyrae_ltcrv_en.svg dbr:File:Variable_stars_close_to_the_Galactic_Centre.jpg |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:About dbt:Anchor dbt:Reflist dbt:Variable_star_topics |
| dcterms:subject | dbc:RR_Lyrae_variables dbc:Variable_stars dbc:Standard_candles |
| gold:hypernym | dbr:Stars |
| rdf:type | dbo:Animal yago:WikicatVariableStars yago:WikicatStars yago:CelestialBody109239740 yago:NaturalObject100019128 yago:Object100002684 yago:PhysicalEntity100001930 yago:Star109444100 yago:Thing100002452 yago:Variable109468959 yago:VariableStar109469152 yago:Whole100003553 yago:WikicatRRLyraeVariables |
| rdfs:comment | RR-Lyrae-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne mit einem regelmäßigen Lichtwechsel und einer Periode von 0,2 bis 1,2 Tagen. Die Helligkeitsamplituden betragen bis zu 2 Magnituden und der Spektraltyp A bis F. Es sind relativ alte Riesensterne mit ca. halber Sonnenmasse und dem etwa 5-fachen Sonnendurchmesser. Sie werden aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen auch Haufenveränderliche genannt. (de) En astronomie, les (étoiles) variables de type RR Lyrae sont des étoiles variables, nommées d'après l'étoile prototype du genre, RR Lyrae, et souvent utilisées en tant que chandelles standard. (fr) こと座RR型変光星（ことざRRがたへんこうせい、RR Lyrae variables, RR Lyraes）は、銀河ハローや球状星団によく見られる脈動変光星のタイプの1つ。このタイプの変光星のプロトタイプかつ最も明るいこと座RR星にちなんで名付けられた。かつては短周期セファイド（ケフェイド） (英: short-period Cepheids) や星団型変光星 (英: cluster-type variables) とも呼ばれていた。 スペクトルA型またはF型の脈動する水平分枝星で、質量は太陽の半分程度である。主系列時にはおよそ0.8 - 1.0 M☉（太陽質量）だった星が、赤色巨星分枝の段階で質量を失ったものと考えられている。 変光の周期と平均光度の間に正比例則（周期-光度関係）があることから、現代の天文学では特に天の川銀河や局所銀河群の内部にある、比較的近傍にある天体の距離を測るのに適した標準光源として用いられている。また球状星団や年老いた星の化学および量子力学の研究でも頻繁に取り上げられている。 (ja) Le variabili RR Lyrae (che prendono il nome dal prototipo della categoria la stella variabile RR Lyrae) sono stelle in fase di fusione centrale di elio in carbonio ed ossigeno che sono soggette a pulsazioni radiali periodiche alle quali corrisponde una variazione di luminosità modulata dal ciclo pulsazionale e quindi anch'essa periodica. L'osservabile più importante di questo fenomeno è perciò l'andamento della luminosità dell'oggetto stellare in funzione del tempo (la cosiddetta curva di luce), seguita dai due parametri fondamentali ampiezza e periodo della pulsazione. (it) 거문고자리 RR형 변광성은 표준광원으로 종종 사용되기도 하는, 변광성의 종류 중 하나이다. (ko) RR Lyrae sterren zijn pulserende variabele sterren met een regelmatige periode, die gewoonlijk gevonden worden in bolvormige sterrenhopen. Ze worden vaak gebruikt om afstanden binnen de Melkweg te bepalen. Deze soort variabele ster is genoemd naar de variable RR in het sterrenbeeld Lier. (nl) Переменные типа RR Лиры — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которого стала звезда RR Лиры. Такие звёзды довольно старые и маломассивные, и встречаются в основном в шаровых скоплениях. Светимости всех звёзд типа RR Лиры практически одинаковы, поэтому они используются как стандартные свечи. (ru) 天琴座RR型變星是週期變星，通常在球狀星團中發現，因此也稱為星團變星。它被用做測量星系距離的標準燭光，是宇宙距離尺度階梯的一部分。這類變星是以其原型，也是最亮的例子，天琴座RR命名。 天琴座RR型變星是脈動的水平分支恆星，光譜類型為A或F，質量約為太陽的一半。它們原本的質量與太陽相似，大約是0.8太陽質量的恆星，在經歷紅巨星分支階段時甩掉了部分的質量。 在現代天文學中，週期-光度關係使它們成為合適的標準燭光，可以量測相對較近，特別是銀河系和本星系群內天體的距離。他們也是研究球狀星團和老年恆星化學（和量子力學）性質的常見課題。 (zh) في علم الفلك متغيرات (RR) القيثارة (بالإنجليزية: RR Lyrae variable) هي نجوم منتظمة التغير .متغير (RR) القيثارة تسمية تطلق على أي نجم عادي نابض لة فترة تغير قصيرة تتراوح بين 1.5 و 29 ساعة وسعة سطوع قصوى تصل إلى القدر 2. توجد متغيرات (RR) القيثارة عادة في العناقيد المغلقة. (ar) Les variables RR Lyrae són estrelles variables usades com a candeles estàndard. Les RR Lyrae són estrelles polsants de la branca horitzontal, amb una massa de, aproximadament, la meitat del Sol. Les estrelles RR Lyrae perden massa abans d'esdevenir RR Lyrae i conseqüentment, aquestes estrelles foren un temps astres amb una massa similar o una mica menor que el Sol, voltant les 0,8 masses solars. Polsen de manera semblant que a les variables cefeides, però entre unes i altres hi ha diferències importants. Hi ha tres classes principals d'estrelles RR Lyrae: (ca) Hvězdy typu RR Lyrae jsou skupinou pulsujících proměnných hvězd, někdy též označovaných jako krátkoperiodické cefeidy nebo proměnné kulových hvězdokup, protože byly poprvé objeveny v kulových hvězdokupách. Typická hvězda, , byla jako první objevena mimo hvězdokupu. Hvězdy RR Lyrae jsou obři , spadající do spektrálních tříd A a F. Mají periodu od 0,2 do 1,2 dne (nejčastěji 9 a 17 hod) a amplitudu v rozmezí 0,2 mag až 2,0 mag. Jejich světelné křivky většinou rychle dosahují maxima za dobu kratší, než činí desetina z celkové periody. Minima trvají poměrně dlouho, takže po dobu několika hodin zůstává zdánlivá hvězdná velikost přibližně konstantní. Absolutní hvězdná velikost všech hvězd typu RR Lyrae je okolo +0,5 mag, takže je možno je používat jako světelné zdroje o standardní jasnosti při ur (cs) 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) . (el) Las estrellas variables de tipo RR Lyrae, llamadas así porque el prototipo es RR de la Lyra, son estrellas de tipo espectral A al F que tienen cambios en su radio (pulsaciones radiales) con períodos de 0,2 a 1,2 días y amplitudes (cambios de brillo) de 0,2 a 2 magnitudes. Son astros intrínsecamente bastante brillantes: su magnitud absoluta es próxima a 0,50 (compárese con la del Sol que es igual a la 4,81). Tradicionalmente se denomina también a las RR Lyrae "cefeidas de corto período" o "variables de cúmulo", por aparecer en gran cantidad en cualquier cúmulo globular. (es) RR Lyrae izar aldakorrak, hala euren eredua RR Lyrae delako deituak, A eta F arteko espektru motako izarrak dira, euren erradioan aldaketak dituztenak (pultsazio erradialak) 0,2 eta 1,2 egun bitarteko periodoekin eta 0,2 eta 2 magnitude arteko zabalerarekin (dizdira aldaketak). Berez, nahiko izar dizdiratsuak dira. Euren magnitude absolutua 0,50etik gertukoa da (gure eguzkiarena 4,81ekoa den bitartean). Ohi, RR Lyrae izarrei "periodo laburreko " edo "kumuluko aldakorrak" ere deitzen zaie, edozein kumulu globularretan kopuru handian agertzeagatik. (eu) RR Lyrae variables are periodic variable stars, commonly found in globular clusters. They are used as standard candles to measure (extra) galactic distances, assisting with the cosmic distance ladder. This class is named after the prototype and brightest example, RR Lyrae. They are pulsating horizontal branch stars of spectral class A or F, with a mass of around half the Sun's. They are thought to have shed mass during the red-giant branch phase, and were once stars at around 0.8 solar masses. (en) Gwiazdy typu RR Lyrae – typ pulsujących gwiazd zmiennych, będących olbrzymami o typie widmowym od A do F, o okresach pulsacji od 0,2 do 1,2 dnia i amplitudach zmian blasku od 0,2 do 1,5 wielkości gwiazdowych. Gwiazdy typu RR Lyrae należą do II populacji, występują w gromadach kulistych i w halo galaktycznym. Ich wiek wynosi ponad dziesięć miliardów lat. (pl) Em astronomia, as RR Lyrae são estrelas variáveis, assim chamadas devido à estrela protótipo do gênero, RR Lyrae, e frequentemente utilizadas como velas padrão. Essas estrelas são variáveis pulsantes situadas no eixo horizontal do diagrama de Hertzsprung-Russell, e têm uma massa de aproximadamente metade da massa solar — note-se que essas estrelas sofrem de uma perda de massa importante antes de atingirem o estado RR Lyrae, e são por isso formadas a partir de estrelas que têm uma massa equivalente, ou mesmo superior, à do Sol. Elas variam de maneira similar às cefeidas, no entanto com algumas diferenças: (pt) RR Lyraestjärnor är en kategori av pulserande stjärnor tillhörande population II och är alltså relativt gamla stjärnor. Alla RR Lyrae-stjärnor har ungefär samma absoluta magnitud och är därför viktiga för att bestämma avstånd inom Vintergatan och dess närhet. Värdet på den absoluta magnituden är fortfarande under debatt. Värden på +0,1 till +0,9 har föreslagits. Värdet tros variera med stjärnornas metallicitet på så sätt att stjärnor med låg metallicitet är ljusstarkare. Mest accepterat är ett värde på +0,6±0,2 beroende på metallicitet. (sv) Змі́нні ти́пу RR Лі́ри — тип пульсуючих змінних зір, гігантів спектральних класів A—F, що мають порівняно стабільні криві блиску з періодом 0,2—1,2 доби. Зміна блиску відбувається подібно до класичних цефеїд, але з меншими періодами, тому тривалий час їх називали короткоперіодичними цефеїдами. Наразі використання цього нестрогого терміну не рекомендується, оскільки зорі відрізняються віком, розташуванням на діаграмі Герцшпрунга — Рассела та стадією еволюції. (uk) |
| rdfs:label | متغيرات (RR) القيثارة (ar) Variable RR Lyrae (ca) Hvězdy typu RR Lyrae (cs) RR-Lyrae-Stern (de) Μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας (el) Estrella variable RR Lyrae (es) RR Lyrae izar aldakor (eu) Étoile variable de type RR Lyrae (fr) Variabile RR Lyrae (it) 거문고자리 RR형 변광성 (ko) RR Lyrae-ster (nl) こと座RR型変光星 (ja) RR Lyrae variable (en) Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae (pl) Variável RR Lyrae (pt) Переменная типа RR Лиры (ru) RR Lyrae-stjärna (sv) Змінні типу RR Ліри (uk) 天琴座RR型变星 (zh) |
| owl:sameAs | freebase:RR Lyrae variable yago-res:RR Lyrae variable wikidata:RR Lyrae variable dbpedia-af:RR Lyrae variable dbpedia-ar:RR Lyrae variable dbpedia-ca:RR Lyrae variable dbpedia-cs:RR Lyrae variable dbpedia-da:RR Lyrae variable dbpedia-de:RR Lyrae variable dbpedia-el:RR Lyrae variable dbpedia-es:RR Lyrae variable dbpedia-eu:RR Lyrae variable dbpedia-fa:RR Lyrae variable dbpedia-fr:RR Lyrae variable dbpedia-he:RR Lyrae variable dbpedia-hr:RR Lyrae variable dbpedia-hu:RR Lyrae variable dbpedia-it:RR Lyrae variable dbpedia-ja:RR Lyrae variable dbpedia-ko:RR Lyrae variable dbpedia-lb:RR Lyrae variable http://lt.dbpedia.org/resource/Lyridė dbpedia-mk:RR Lyrae variable dbpedia-nl:RR Lyrae variable dbpedia-pl:RR Lyrae variable dbpedia-pt:RR Lyrae variable dbpedia-ro:RR Lyrae variable dbpedia-ru:RR Lyrae variable dbpedia-sk:RR Lyrae variable dbpedia-sv:RR Lyrae variable dbpedia-tr:RR Lyrae variable dbpedia-uk:RR Lyrae variable dbpedia-zh:RR Lyrae variable https://global.dbpedia.org/id/4u5DU |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:RR_Lyrae_variable?oldid=1124522960&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/HR-diag-instability-strip.svg wiki-commons:Special:FilePath/M5_colour_magnitude_diagram.png wiki-commons:Special:FilePath/Rr_lyrae_ltcrv_en.svg wiki-commons:Special:FilePath/Variable_stars_close_to_the_Galactic_Centre.jpg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:RR_Lyrae_variable |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Rr_Lyrae_variable dbr:RR_Lyrae_Variable dbr:Rr_Lyrae_Variables dbr:Rr_lyrae_stars dbr:RR_Lyr_variable dbr:RR_Lyrae-type_variable dbr:RR_Lyrae_star dbr:RR_Lyrae_variables dbr:Bailey-type dbr:Bailey_Types dbr:Cluster_variable dbr:Lyrae_star |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Canis_Major dbr:Canis_Major_Overdensity dbr:List_of_astronomy_acronyms dbr:Araucaria_Project dbr:Hydrus dbr:Robert_F._Christy dbr:V473_Lyrae dbr:VZ_Cancri dbr:Timeline_of_women_in_science dbr:Coma_Berenices dbr:SW_Andromedae dbr:SZ_Lyncis dbr:S_Arae dbr:Pieter_Oosterhoff dbr:Globular_cluster dbr:NGC_1261 dbr:NGC_1466 dbr:NGC_1502 dbr:NGC_1851 dbr:NGC_4147 dbr:NGC_5053 dbr:NGC_6441 dbr:NGC_6584 dbr:NGC_6934 dbr:Cosmic_distance_ladder dbr:Andromeda_II dbr:Andromeda_III dbr:Leo_A dbr:Leo_IV_(dwarf_galaxy) dbr:Lyra dbr:MACHO_176.18833.411 dbr:Stellar_pulsation dbr:Emilia_Pisani_Belserene dbr:Horizontal_branch dbr:BL_Boötis dbr:BL_Herculis dbr:Galactic_Center dbr:Galactic_halo dbr:Galactocentrism dbr:Monoceros_Ring dbr:64_Eridani dbr:AC_Andromedae dbr:DY_Pegasi dbr:Fornax_Dwarf dbr:Pamela_L._Gay dbr:Kappa–mechanism dbr:Kathy_Vivas dbr:Asteroseismology dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Telescopium dbr:Terzan_5 dbr:Astronomical_object dbr:Blazhko_effect dbr:Blue_giant dbr:TU_Ursae_Majoris dbr:Hertzsprung–Russell_diagram dbr:BL_Herculis_variable dbr:Classical_Cepheid_variable dbr:Rr_Lyrae_variable dbr:Messier_107 dbr:Messier_19 dbr:Messier_28 dbr:Messier_5 dbr:Messier_53 dbr:Messier_62 dbr:Messier_68 dbr:Messier_70 dbr:Messier_71 dbr:Messier_75 dbr:Messier_9 dbr:Messier_92 dbr:Milky_Way dbr:RR_Lyrae dbr:RT_Trianguli_Australis dbr:Cepheid_variable dbr:Serpens dbr:List_of_stars_in_Ara dbr:List_of_stars_in_Aries dbr:List_of_stars_in_Caelum dbr:List_of_stars_in_Cancer dbr:List_of_stars_in_Canes_Venatici dbr:List_of_stars_in_Capricornus dbr:List_of_stars_in_Cepheus dbr:List_of_stars_in_Coma_Berenices dbr:List_of_stars_in_Crater dbr:List_of_stars_in_Delphinus dbr:List_of_stars_in_Gemini dbr:List_of_stars_in_Indus dbr:List_of_stars_in_Lacerta dbr:List_of_stars_in_Leo_Minor dbr:List_of_stars_in_Lepus dbr:List_of_stars_in_Lupus dbr:List_of_stars_in_Lynx dbr:List_of_stars_in_Lyra dbr:List_of_stars_in_Microscopium dbr:List_of_stars_in_Octans dbr:List_of_stars_in_Phoenix dbr:List_of_stars_in_Sextans dbr:List_of_stars_in_Telescopium dbr:List_of_stars_in_Tucana dbr:List_of_stars_in_Vela dbr:List_of_variable_stars dbr:Giant_star dbr:Moving-cluster_method dbr:Outline_of_astronomy dbr:RR_Lyrae_Variable dbr:Rr_Lyrae_Variables dbr:Rr_lyrae_stars dbr:RR_Lyr_variable dbr:RR_Lyrae-type_variable dbr:RR_Lyrae_star dbr:RR_Lyrae_variables dbr:Bailey-type dbr:Bailey_Types dbr:Cluster_variable dbr:Lyrae_star |
| is dbp:variable of | dbr:SW_Andromedae dbr:S_Arae dbr:TU_Ursae_Majoris dbr:RR_Lyrae |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:RR_Lyrae_variable |
