Because they have a known luminosity that is large, so they can be seen from great distances away.
Because we live within it, the Galactic disk of our own Milky Way Galaxy appears as a broad band of light across the skythe Milky Way. Near the center, the Galactic disk thickens into the Galactic bulge. The disk is surrounded by a roughly spherical Galactic halo of old stars and star clusters. Our Galaxy, like many others visible in the sky, is a spiral galaxy. The halo can be studied using variable stars, whose luminosity changes with time. Pulsating variable stars vary in brightness in a repetitive and predictable way. Two types of pulsating variable stars of great importance to astronomers are RR Lyrae variables and Cepheid variables.  Best Answer: There is certain type of variable star that has a constant period and brilliance. When a star of that type is discovered the brightness of it in the telescope can be used to determine it's distance. The dimmer it appears the farther away it is. It has even been used to determine the distance to nearby galaxies. Source(s): A good memory and a lot of reading RR Lyrae stars are less massive than Cepheids but they also follow their own period-luminosity relationship, with a mean absolute magnitude of +0.6. They are thus useful in determining distances to the globular clusters within which they are commonly found to a distance of about 200 kiloparsecs. This in turn allows us to determine the distance to such stars and is discussed in more detail on the next page. As with non-pulsating variables, there are several types of pulsating stars and some of the key types are described briefly below. Figure 14.5 Variable Stars on HR Diagram Pulsating variable stars are found in the instability strip of the HR diagram. As a high-mass star evolves through the strip, it becomes a Cepheid variable. Low-mass horizontal-branch stars in the instability strip are RR Lyrae variables.  He used the inverse square law of light brightness on a particular type of variable star in those old star clusters. Some stars are very useful for finding distances to clusters and to other galaxies because they have a known luminosity that is large, so they can be seen from great distances away. All of the RR Lyrae stars in a cluster have the same average apparent magnitude. In different clusters, the average apparent magnitude was different. This is because all RR Lyrae have about the same average absolute magnitude (=+0.6, or 49 solar luminosities). Pulsating variable stars are intrinsic variables as their variation in brightness is due to a physical change within the star. In the case of pulsating variables this is due to the periodic expansion and contraction of the surface layers of the stars. This in turn allows us to determine the distance to such stars and is discussed in more detail on the next page. As with non-pulsating variables, there are several types of pulsating stars and some of the key types are described briefly below. These old population II giant stars are mostly found in globular clusters. They are characterised by their short periods, usually about 1.5 hours to a day and have a brightness range of 0.3 to 2 magnitudes. Spectral classes range from A7 to F5. This in turn allows us to determine the distance to such stars and is discussed in more detail on the next page. As with non-pulsating variables, there are several types of pulsating stars and some of the key types are described briefly below. RR Lyrae. RR Lyrae are found in old star clusters called globular clusters and in the stellar halo part of our galaxy. All of the RR Lyrae stars in a cluster have the same average apparent magnitude. In different clusters, the average apparent magnitude was different. This is because all RR Lyrae have about the same average absolute magnitude (=+0.6, or 49 solar luminosities). Answers. Best Answer: Cepheid variables are a class of bright, variable stars, with the property that the period of the variation is related to their absolute luminosity. So they can be used to determine the distance, by comparing the measured apparent luminosity, with the absolute luminosity as deduced from the period
http://www.castlerock.wednet.edu/HS/stello/Astronomy/TEXT/CHAISSON/BG314/HTML/BG314EOC.HTM https://answers.yahoo.com/question/index?qid=20090114170602AAuOKIg http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/variable_pulsating.html http://www.castlerock.wednet.edu/HS/stello/Astronomy/TEXT/CHAISSON/BG314/HTML/BG31402.HTM http://www.astronomynotes.com/ismnotes/s5.htm http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/variable_pulsating.html http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/variable_pulsating.html http://www.astronomynotes.com/ismnotes/s5.htm https://answers.yahoo.com/question/index?qid=20100330120421AAUT8td
why are pulsating variable stars useful for finding distance to globular clusters
गोलाकार समूहों की दूरी ज्ञात करने के लिए स्पंदित चर तारे क्यों उपयोगी हैं
क्योंकि उनके पास एक ज्ञात चमक है जो बड़ी है, इसलिए उन्हें बहुत दूर से देखा जा सकता है।
क्योंकि हम इसके भीतर रहते हैं, हमारी अपनी मिल्की वे गैलेक्सी की गेलेक्टिक डिस्क आकाशगंगा में प्रकाश के एक व्यापक बैंड के रूप में दिखाई देती है। केंद्र के पास, गेलेक्टिक डिस्क गेलेक्टिक उभार में मोटी हो जाती है। डिस्क पुराने सितारों और स्टार समूहों के मोटे तौर पर गोलाकार गेलेक्टिक प्रभामंडल से घिरा हुआ है। हमारी आकाशगंगा, आकाश में दिखाई देने वाली कई अन्य लोगों की तरह, एक सर्पिल आकाशगंगा है। प्रभामंडल का अध्ययन चर सितारों का उपयोग करके किया जा सकता है, जिनकी चमक समय के साथ बदलती है। स्पंदित चर तारे दोहराए जाने वाले और पूर्वानुमेय तरीके से चमक में भिन्न होते हैं। खगोलविदों के लिए बहुत महत्व के दो प्रकार के स्पंदित चर तारे आरआर लाइरा चर और सेफिड चर हैं।  सर्वश्रेष्ठ उत्तर: कुछ प्रकार के चर तारे होते हैं जिनकी एक स्थिर अवधि और चमक होती है। जब उस प्रकार के एक तारे की खोज की जाती है, तो दूरबीन में इसकी चमक का उपयोग इसकी दूरी निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है। यह जितना मंद दिखाई देता है, उतना ही दूर है। इसका उपयोग आस-पास की आकाशगंगाओं की दूरी निर्धारित करने के लिए भी किया गया है। स्रोत (ओं): एक अच्छी याददाश्त और बहुत कुछ पढ़ना आरआर लाइरा तारे सेफेड्स की तुलना में कम बड़े पैमाने पर हैं, लेकिन वे +0.6 के औसत पूर्ण परिमाण के साथ अपने स्वयं के अवधि-चमक संबंध का भी पालन करते हैं। इस प्रकार वे गोलाकार समूहों की दूरी निर्धारित करने में उपयोगी होते हैं जिसके भीतर वे आमतौर पर लगभग 200 किलोपारसेक की दूरी तक पाए जाते हैं। यह बदले में हमें ऐसे सितारों की दूरी निर्धारित करने की अनुमति देता है और अगले पृष्ठ पर अधिक विस्तार से चर्चा की जाती है। गैर-स्पंदित चर के साथ, कई प्रकार के स्पंदित तारे हैं और कुछ प्रमुख प्रकारों को नीचे संक्षेप में वर्णित किया गया है। चित्र 14-5 एचआर आरेख पर परिवर्ती तारे एचआर आरेख की अस्थिरता पट्टी में स्पंदित परिवर्तनशील तारे पाए जाते हैं। जैसे ही एक उच्च-द्रव्यमान वाला तारा पट्टी के माध्यम से विकसित होता है, यह एक सेफिड चर बन जाता है। अस्थिरता पट्टी में कम-द्रव्यमान क्षैतिज-शाखा सितारे आरआर लाइरा चर हैं।  उन्होंने उन पुराने तारा समूहों में एक विशेष प्रकार के चर तारे पर प्रकाश चमक के व्युत्क्रम वर्ग नियम का उपयोग किया। कुछ तारे समूहों और अन्य आकाशगंगाओं की दूरी खोजने के लिए बहुत उपयोगी होते हैं क्योंकि उनके पास एक ज्ञात चमक होती है जो बड़ी होती है, इसलिए उन्हें बहुत दूर से देखा जा सकता है। एक क्लस्टर में सभी आरआर लाइरा सितारों का औसत स्पष्ट परिमाण समान होता है। विभिन्न समूहों में, औसत स्पष्ट परिमाण अलग था। ऐसा इसलिए है क्योंकि सभी आरआर लाइरा में लगभग समान औसत निरपेक्ष परिमाण (=+0.6, या 49 सौर चमक) है। स्पंदित चर तारे आंतरिक चर होते हैं क्योंकि चमक में उनकी भिन्नता तारे के भीतर एक भौतिक परिवर्तन के कारण होती है। स्पंदित चर के मामले में यह सितारों की सतह परतों के आवधिक विस्तार और संकुचन के कारण है। यह बदले में हमें ऐसे सितारों की दूरी निर्धारित करने की अनुमति देता है और अगले पृष्ठ पर अधिक विस्तार से चर्चा की जाती है। गैर-स्पंदित चर के साथ, कई प्रकार के स्पंदित तारे हैं और कुछ प्रमुख प्रकारों को नीचे संक्षेप में वर्णित किया गया है। ये पुरानी आबादी II विशाल तारे ज्यादातर गोलाकार समूहों में पाए जाते हैं। उनकी छोटी अवधि की विशेषता होती है, आमतौर पर एक दिन में लगभग 1.5 घंटे और 0.3 से 2 परिमाण की चमक सीमा होती है। वर्णक्रमीय कक्षाएं A7 से F5 तक होती हैं। यह बदले में हमें ऐसे सितारों की दूरी निर्धारित करने की अनुमति देता है और अगले पृष्ठ पर अधिक विस्तार से चर्चा की जाती है। गैर-स्पंदित चर के साथ, कई प्रकार के स्पंदित तारे हैं और कुछ प्रमुख प्रकारों को नीचे संक्षेप में वर्णित किया गया है। आरआर लाइरा। आरआर लाइरा पुराने स्टार क्लस्टर में पाए जाते हैं जिन्हें गोलाकार क्लस्टर कहा जाता है और हमारी आकाशगंगा के तारकीय प्रभामंडल भाग में। एक क्लस्टर में सभी आरआर लाइरा सितारों का औसत स्पष्ट परिमाण समान होता है। विभिन्न समूहों में, औसत स्पष्ट परिमाण अलग था। ऐसा इसलिए है क्योंकि सभी आरआर लाइरा में लगभग समान औसत निरपेक्ष परिमाण (=+0.6, या 49 सौर चमक) है। जवाब। सर्वश्रेष्ठ उत्तर: सेफ़िड चर उज्ज्वल, परिवर्तनशील सितारों का एक वर्ग है, इस संपत्ति के साथ कि भिन्नता की अवधि उनकी पूर्ण चमक से संबंधित है। इसलिए उनका उपयोग दूरी निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है, मापा स्पष्ट चमक की तुलना करके, अवधि से निकाले गए पूर्ण चमक के साथ
गोलाकार समूहांचे अंतर शोधण्यासाठी स्पंदित परिवर्तनशील तारे का उपयुक्त आहेत
आपण त्यातच राहत असल्यामुळे आपल्याच आकाशगंगेची गॅलेक्टिक डिस्क आकाशगंगेच्या आकाशात प्रकाशाचा एक विस्तृत पट्टा म्हणून दिसते. केंद्राजवळ, गॅलेक्टिक डिस्क गॅलेक्टिक बल्जमध्ये घट्ट होते. ही डिस्क जुन्या ताऱ्यांच्या आणि ताऱ्यांच्या समूहांच्या अंदाजे गोलाकार गॅलेक्टिक प्रभामंडलाने वेढलेली आहे. आकाशात दिसणाऱ्या इतर अनेक आकाशगंगेप्रमाणेच आपली आकाशगंगा ही सर्पिलाकार आकाशगंगा आहे. प्रभामंडलाचा अभ्यास परिवर्तनशील ताऱ्यांचा वापर करून करता येतो, ज्यांची चमक काळानुसार बदलते. स्पंदित परिवर्तनशील तारे पुनरावृत्ती आणि अनुमानित मार्गाने चमकात बदलतात. खगोलशास्त्रज्ञांसाठी अत्यंत महत्त्वाच्या दोन प्रकारचे स्पंदनशील चर तारे म्हणजे आरआर लायरे व्हेरिएबल ्स आणि सेफेड व्हेरिएबल्स.  उत्तम उत्तर : विशिष्ट प्रकारचा परिवर्तनशील तारा असतो ज्याचा कालावधी स्थिर असतो आणि तेज असते. जेव्हा त्या प्रकारच्या ताऱ्याचा शोध लागतो तेव्हा दुर्बिणीतील त्याच्या तेजस्वीपणाचा उपयोग त्याचे अंतर निश्चित करण्यासाठी केला जाऊ शकतो. तो जितका दूर दिसतो तितकाच दूर दिसतो. जवळच्या आकाशगंगांचे अंतर निश्चित करण्यासाठीही याचा वापर केला गेला आहे. स्त्रोत:चांगली स्मरणशक्ती आणि भरपूर वाचन आरआर लायरे तारे सेफिड्सपेक्षा कमी विशाल आहेत परंतु ते +0.6 च्या सरासरी निरपेक्ष परिमाणासह त्यांच्या स्वत: च्या कालावधी-तेजस्वितेच्या संबंधाचे अनुसरण करतात. अशा प्रकारे ते गोलाकार समूहांचे अंतर निश्चित करण्यात उपयुक्त आहेत ज्यामध्ये ते सामान्यत: सुमारे 200 किलोपार्सेक अंतरापर्यंत आढळतात. यामुळे अशा ताऱ्यांचे अंतर निश्चित करता येते आणि पुढील पानावर अधिक तपशीलवार चर्चा केली जाते. नॉन-स्पंदित व्हेरिएबल्सप्रमाणेच, स्पंदन ताऱ्यांचे अनेक प्रकार आहेत आणि काही मुख्य प्रकार खाली थोडक्यात वर्णन केले आहेत. आकृती 14.5 एचआर आकृतीवरील व्हेरिएबल तारे एचआर आकृतीच्या अस्थिरता पट्टीमध्ये स्पंदित चर तारे आढळतात. एक उच्च-वस्तुमान तारा पट्टीतून विकसित होत असताना, तो सेफेड व्हेरिएबल बनतो. अस्थिरता पट्ट्यातील कमी वस्तुमान क्षैतिज-शाखा तारे आरआर लायरे चर आहेत.  त्या जुन्या ताऱ्यांच्या समूहांतील एका विशिष्ट प्रकारच्या परिवर्तनशील ताऱ्यावर प्रकाशतेजाचा उलटा चौरस नियम त्याने वापरला. काही तारे समूहांचे आणि इतर आकाशगंगांचे अंतर शोधण्यासाठी अतिशय उपयुक्त आहेत कारण त्यांची ज्ञात चमक मोठी आहे, म्हणून ते मोठ्या अंतरावरून दिसू शकतात. क्लस्टरमधील सर्व आरआर लायरे ताऱ्यांचे सरासरी स्पष्ट परिमाण समान आहे. वेगवेगळ्या क्लस्टरमध्ये सरासरी स्पष्ट परिमाण वेगवेगळे होते. याचे कारण असे आहे की सर्व आरआर लायरेमध्ये जवळजवळ समान सरासरी निरपेक्ष परिमाण (=+0.6, किंवा 49 सौर तेजस्विता) आहे. स्पंदनशील चर तारे हे आंतरिक चर आहेत कारण त्यांच्या तेजस्वीतेतील भिन्नता ताऱ्यातील भौतिक बदलामुळे होते. स्पंदनशील चरांच्या बाबतीत हे ताऱ्यांच्या पृष्ठभागाच्या थरांच्या वेळोवेळी विस्तार आणि आकुंचनामुळे होते. यामुळे अशा ताऱ्यांचे अंतर निश्चित करता येते आणि पुढील पानावर अधिक तपशीलवार चर्चा केली जाते. नॉन-स्पंदित व्हेरिएबल्सप्रमाणेच, स्पंदन ताऱ्यांचे अनेक प्रकार आहेत आणि काही मुख्य प्रकार खाली थोडक्यात वर्णन केले आहेत. हे जुने लोकसंख्या २ महाकाय तारे बहुधा गोलाकार गुच्छांमध्ये आढळतात. त्यांचे वैशिष्ट्य म्हणजे त्यांचा अल्प कालावधी, सामान्यत: सुमारे 1.5 तास ते एक दिवस आणि त्यांची चमक श्रेणी 0.3 ते 2 मॅग्निट्यूड असते. स्पेक्ट्रल वर्ग ए 7 ते एफ 5 पर्यंत असतात. यामुळे अशा ताऱ्यांचे अंतर निश्चित करता येते आणि पुढील पानावर अधिक तपशीलवार चर्चा केली जाते. नॉन-स्पंदित व्हेरिएबल्सप्रमाणेच, स्पंदन ताऱ्यांचे अनेक प्रकार आहेत आणि काही मुख्य प्रकार खाली थोडक्यात वर्णन केले आहेत. आर.आर. लायरे. आरआर लायरे गोलाकार क्लस्टर नावाच्या जुन्या ताऱ्यांच्या समूहांमध्ये आणि आपल्या आकाशगंगेच्या तारकीय प्रभामंडल भागात आढळतात. क्लस्टरमधील सर्व आरआर लायरे ताऱ्यांचे सरासरी स्पष्ट परिमाण समान आहे. वेगवेगळ्या क्लस्टरमध्ये सरासरी स्पष्ट परिमाण वेगवेगळे होते. याचे कारण असे आहे की सर्व आरआर लायरेमध्ये जवळजवळ समान सरासरी निरपेक्ष परिमाण (=+0.6, किंवा 49 सौर तेजस्विता) आहे. उत्तरे. सर्वोत्तम उत्तर: सेफेड व्हेरिएबल्स चमकदार, परिवर्तनशील ताऱ्यांचा एक वर्ग आहे, ज्यात भिन्नतेचा कालावधी त्यांच्या निरपेक्ष तेजस्वीतेशी संबंधित आहे असा गुणधर्म आहे. त्यामुळे मोजलेल्या स्पष्ट तेजस्वीतेची तुलना त्या कालखंडातील निरपेक्ष तेजस्वीतेशी करून अंतर निश्चित करण्यासाठी त्यांचा उपयोग करता येतो
कारण त्यांची ज्ञात चमक मोठी असते, त्यामुळे ते खूप दूरवरून दिसतात.