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  在對球狀星團的調查,特別是經由愛德華·皮克林的調查,這一"星團型"的變星在19世紀90年代中期很快地被識別出來。  第一顆在星團外確認的天琴座RR型變星可能是天兔座U,它是在1890年由雅各布斯·卡普坦發現的。  原型的天琴座RR是在1899年之前由威廉敏娜·弗萊明發現的,皮克林在1900年的報告中說"無法與星團型變星區分開來"。  從1915年至1930年,由於其較短的週期、星系內不同的位置以及化學上的差異,這一型別的變星越來越被接受為不同於經典造父變星的一類恆星。天琴座RR型變星是貧金屬的第二星族星 。  天琴座RR型變星因為它們內在的微弱光亮,已被證實很難在其他星系中觀察到。事實上,沃爾特·巴德因為未能在仙女座星系找到它們,使他懷疑這個星系比預期的遙遠許多,而考慮重新校準造父變星,並提出星族的概念。在1980年代,使用加法夏望遠鏡才在仙女座的星系暈中發現了天琴座RR型變星。現在,在它的球狀星團中也發現了。

  貝利根據天琴座RR型變星的亮度曲線形狀,將這種變星分成三種主要的型別:

  天琴座RR型變星因為與球狀星團有很強(但不是唯一)的關聯性,所以早先被稱為"星團變星";相較之下,在球狀星團中已知的變星有80%是天琴座RR型變星。天琴座RR型變星在星系所有的緯度上都能被發現,相對於經典造父變星只與星系的盤面相關聯。  有時,許多的天琴座RR型變星會與造父變星結合在一起;在1980年代,在球狀星團中大約已經發現1,900顆。有些估計認為在銀河系中大約有8,500顆。  雖然,聯星在恆星中很常見,但很少觀測到成對的天琴座RR型變星。

  天琴座RR型變星的脈動方式類似於造父變星,但這兩類恆星的性質和歷史被認為相當不同。像所有在造父不穩定帶上的變星,當電離氦的明度隨溫度變化時,脈動是由Κ機制引起的。  天琴座RR型變星是老年、相對質量較低、第二星族星,通常與第二型造父變星,室女座W型變星和武仙座BL型變星一起;經典造父變星是高質量的第一星族星。天琴座RR型變星比造父變星更為常見,但發光程度低很多。天琴座RR型變星的平均絕對星等大約是 +0.75等,只比我們的太陽亮40或50倍。它們的週期短,通常不到一天,有些只有7小時左右。一些天琴座RRab型變星,包括天琴座RR本身,呈現出伯拉茲科效應,在其中有一個明顯的相位和振幅的調製。

  不同於造父變星,天琴座RR型變星在可見光的波長上並不嚴格的遵循週期-光度關係,然而在紅外線的K波段卻很嚴謹。它們通常使用週期-顏色關係進行分析,例如使用Wesenheit函式。通過這種方法,儘管在金屬量、微弱性、和綜合性的影響尚存在著困惑,但它們依然可以做為測量距離的標準燭光。綜合的效果會影響到在球狀星團核心附近取樣的天琴座RR型變星,因為球狀星團的恆星密度相當大,以至於在低解析度的觀測中,多顆(未解析)的恆星可能會被顯示為單顆的目標。因此,那些看似單獨的恆星(例如,天琴座RR型變星),因為那些未被解析出的恆星,而錯誤的被測量得過於明亮。因此而計算出來的距離會是錯誤的。有些研究人員認為,綜合效應可能會給宇宙距離階梯帶來系統性的不確定性,並可能影響到估計宇宙年齡的哈伯常數。

  哈伯太空望遠鏡已經確定了仙女座星系的球狀星團中,有幾顆疑似天琴座RR型變星的候選者,並且測量了原型星,天琴座RR的距離。  天琴座RR本身就在開普勒太空望遠鏡的視野範圍內。因此,開普勒太空望遠鏡擴大了覆蓋的範圍,並提供了準確的光度測量。  蓋亞任務預計將通過提供大量此類恆星的均質光譜資訊,大大提高對天琴座RR型變星的瞭解。
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,是宇宙距離階梯的一部分。這類變星以原型,也是最亮的天琴座RR命名。