こと座RR型変光星
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こと座RR型変光星[1][2]（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[3]。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[3]。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[1][2][3]。
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。
1890年代半ば、エドワード・ピッカリングらによる球状星団のサーベイにおいて、「星団型 (cluster-type)」と呼ばれる変光星が急速に発見されていた。球状星団以外で初めて発見されたこのタイプの変光星は、1890年にヤコブス・カプタインが発見したうさぎ座U星と見られている。プロトタイプのこと座RR星は、1899年以前にウィリアミーナ・フレミングによって発見され、1900年にピッカリングによって「星団型変光星と区別が付かない」と報告された。
1915年から1930年代にかけて、周期が短いこと、天の川銀河内で存在する領域が異なること、化学組成の違いなどから、古典的セファイドとは異なるクラスの変光星として受け入れられるようになった。こと座RR型変光星は、金属量が乏しい、種族IIの恒星である。
こと座RR型変光星は、本質的に暗いため銀河系外で観測することが困難である。実際、ウォルター・バーデは、アンドロメダ銀河でこと座RR型変光星を発見できなかったことから、アンドロメダ銀河が予測よりもはるかに遠い銀河ではないかと疑い、セファイド変光星の較正を再考し、「星の種族 (star populations)」という概念を提唱するに至った。1980年代にカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡を用いた観測で、アンドロメダ銀河の銀河ハロー内にこと座RR型変光星が発見された[4]。2001年にはハッブル宇宙望遠鏡による観測で、アンドロメダ銀河の球状星団にもこと座RR型変光星が発見されている[5]。
