RR Lyrae je pulzující proměnná hvězda v souhvězdí Lyry a prototyp celého třídy proměnných RR Lyrae. Pulzuje s hlavní periodou přibližně 13 hodin a 36 minut (cca 0,566 dne). Během každé radiální pulzace se její poloměr mění přibližně v rozmezí 5,1 až 5,6násobku poloměru Slunce, což doprovází změny jasnosti a povrchové teploty.

Charakteristika a fyzikální stav

Hvězdy typu RR Lyrae jsou obecně hvězdy spektrálních tříd A až vzácně F, s relativně nízkou hmotností (současně přibližně poloviční hmotnost Slunce). Předpokládá se, že v minulosti ztratily část své hmoty a jejich původní hmotnost mohla být kolem 0,8 hmotnosti Slunce. Tyto objekty jsou evolučně umístěny na horizontální větvi jako jádrově hořící helium hvězdy a leží v tzv. nestabilitním pásmu, kde dochází k pulzacím.

Na rozdíl od mladších a hmotnějších cefeid jsou RR Lyrae hvězdy typu "populace II" — staré a chudé na kovy (nízké hodnoty [Fe/H]). Mají relativně nízkou svítivost: průměrná absolutní hvězdná velikost v optickém pásmu je přibližně +0,6 až +0,8 mag (řádově 40–50× jasnější než naše Slunce), takže jsou mnohem méně jasné než cefeidy, ale mnohem častější. Typické periody jsou krátké, obvykle pod jeden den; v některých případech se perioda pohybuje i kolem sedmi hodin.

Druhy pulzací a světelné křivky

  • RRab — pulzace v základním (fundamentálním) módu: charakteristická asymetrická světelná křivka s rychlým stoupáním a pomalejším poklesem, periody obvykle 0,4–0,8 dne.
  • RRc — pulzace v prvním přestonu (overtonu): světelná křivka blíže sinusovce, kratší periody asi 0,2–0,5 dne.
  • RRd — dvojmódové hvězdy: současné pulsace v základním módu i prvním přestonu.

Mnohé RR Lyrae vykazují tzv. Blazhko efekt — dlouhodobou modulaci amplitudy a fáze světelné křivky (typicky desítky až stovky dní). Přesná příčina Blazhko je stále předmětem výzkumu (možnosti zahrnují magnetická pole, nelineární interakce módů nebo rezonance).

Astrometrie, kalibrace a použití jako standardní svíčky

RR Lyrae se často vyskytují v kulových hvězdokupách a v halu Mléčné dráhy, což z nich činí cenné indikátory pro mapování starých populací a studium galaktické struktury. Vztah mezi pulzační periodou a absolutní velikostí (perioda–svítivost) je pro RR Lyrae užitečný zejména v infračerveném pásmu, kde je menší citlivost na zakalení a kovatost. V optickém (V) pásmu je jejich jas závislý na kovatosti ([Fe/H]), proto se pro přesné určení vzdáleností často používá korekce na metalicitu nebo infračervené PL-relace, které jsou méně závislé na kovatosti.

Díky této vlastnosti se RR Lyrae používají jako standardní svíčky pro měření vzdáleností k relativně blízkým objektům, především uvnitř Mléčné dráhy a v Lokální skupině. Jsou hojně využívány při určování vzdáleností kulových hvězdokup a při sledování chemických vlastností starších hvězd a populačních složek galaxie. V rámci studia globulárních hvězdokup se RR Lyrae rovněž dělí do Oosterhoffových skupin, které souvisejí s průměrnými periodami a kovatostí shluku a poskytují stopy o formování halových populací.

Kalibrace absolutních jasností RR Lyrae se v posledních desetiletích výrazně zlepšila díky přesným paralaxám a hvězdárenským misím. Vzdálenost hvězdy RR Lyrae (prototypu) byla dlouho nejistá, až v roce 2002 stanovila Hubbleova vesmírná dalekohled její vzdálenost s přibližně 5% chybou na 854 světelných let (262 parseků). V kombinaci s měřeními z družice Hipparcos a pozdějšími daty (včetně výsledků z mise Gaia) je dnes odhadovaná vzdálenost kolem 860 ly (260 pc), s podstatně menšími systematickými chybami než dříve.

Současné otázky a výzkum

Přes pokrok v pozorováních zůstávají v teorii RR Lyrae otevřené otázky, zejména ohledně původu Blazhko efektu, detailních nelineárních mechanismů pulzací a vlivu metalicity a rotace na pulzační chování. Moderní fotometrické průzkumy (např. z pozemních širokoplošných skenů a družic jako Gaia) a spektroskopická měření pokračují ve vylepšování statistik, fyzikálních parametrů a využitelnosti RR Lyrae jako přesných měřidel vzdálenosti i jako sond pro chemickou evoluci galaxií.