imported>FerdiBf: /* Blazhko-Effekt */ Hinweis auf Sergei Nikolajewitsch Blaschko

2024-07-09T11:22:12Z

Blazhko-Effekt: Hinweis auf Sergei Nikolajewitsch Blaschko

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'''RR-Lyrae-Sterne''' sind [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderliche Sterne]] mit einem regelmäßigen [[Lichtkurve|Lichtwechsel]] und einer [[Periode (Physik)|Periode]] von 0,2 bis 1,2 Tagen. Die Helligkeits[[amplitude]]n betragen bis zu 2 Magnituden und der [[Spektralklasse|Spektraltyp]] A bis F.

Es sind relativ alte [[Riesenstern]]e mit ca. halber [[Sonnenmasse]] und dem etwa 5-fachen Sonnendurchmesser. Sie werden aufgrund ihres häufigen Vorkommens in [[Kugelsternhaufen]] auch '''Haufenveränderliche''' genannt.

== Geschichte ==
Entdeckt wurden die RR-Lyrae-Sterne 1895 von [[Solon Irving Bailey]] bei der Analyse mehrerer Aufnahmen von Kugelsternhaufen der Boyden-Station des [[Harvard College Observatory]] in [[Arequipa]], Peru.
Die gefundenen [[Veränderlicher Stern|Veränderlichen]] wiesen in ihren [[Lichtkurve]]n starke Ähnlichkeit mit den [[Cepheiden]] auf, allerdings waren ihre Perioden im Vergleich mit den Cepheiden mit zwischen 80 Minuten und 20 Stunden viel kürzer. Der erste im galaktischen Feld gefundene [[Veränderlicher Stern|Veränderliche]] dieses Typs war wohl [[U Leporis]], aber erst der Prototyp [[RR Lyrae]] im [[Sternbild]] [[Leier (Sternbild)|Lyra]] wurde von Pickering als nicht unterscheidbar von den Haufenveränderlichen bezeichnet.

== Untergruppen ==
RR-Lyrae-Sterne werden anhand ihrer [[Lichtkurve]] in drei Untergruppen eingeteilt:<ref>{{Literatur |Autor=A. Umsold, B. Baschek |Titel=Der neue Kosmos |Auflage=5 |Verlag=Springer |Ort=Berlin |Datum=1991 |ISBN=3-540-53757-0}}</ref>
* RRab: Diese Untergruppe stellt mit einem steilen Anstieg und einer großen [[Amplitude]] die Mehrheit der entdeckten RR-Lyrae-Sterne. Aufgrund der größeren Entdeckungswahrscheinlichkeit ist die scheinbar große [[Häufigkeit]] ein Selektionseffekt. Die Sterne pulsieren in der [[Grundschwingung]] mit einer Periode zwischen 0,3 und 0,9 Tagen. Sie werden auch als RR0-Sterne bezeichnet.
* RRc: Der Lichtwechsel ist [[Sinus und Kosinus|sinusförmig]] und die Amplitude übersteigt nicht 0,6 Magnituden. Diese Sterne pulsieren meist in der ersten [[Oberschwingung]] mit einer Periode von 0,2 bis 0,5 Tagen. Eine alternative Bezeichnung ist RR1. Eine sehr kleine Gruppe von RRc-Sternen pulsiert wohl ausschließlich in der zweiten Oberschwingung und wird als RR2-Sterne bezeichnet.
* RRd: Bei dieser Untergruppe pulsiert der Veränderliche mit zwei oder mehr Perioden vergleichbarer Amplitude. Bei einer Schwingung mit der Grundfrequenz und der ersten [[Oberschwingung]] würde man diese Sterne als RR01 bezeichnen.<ref>{{Literatur |Autor=B.-Q. Chen, B.-W. Jiang, M. Yang |Titel=Analysis of a selected sample of RR Lyrae stars in LMC from OGLE III |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.4711}}</ref> Der Anteil der RRd-Sterne in einem Sternsystem oder einer Population liegt bei einigen Prozent, wobei der Wert zwischen 0,5 und 30 % schwanken kann. Das Verhältnis von P0 zu P1 liegt zwischen 0,742 und 0,748, wobei die Werte von der [[Metallizität]] abhängen. Bei RR-Lyrae-Sternen, die in der Grundschwingung und der zweiten Oberschwingung pulsieren, liegt das Periodenverhältnis zwischen 0,585 und 0,595.<ref>{{Literatur |Autor=P. Moskalik |Titel=Multi-Periodic Oscillations in Cepheids and RR Lyrae-Type Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.4246}}</ref>

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 8500 Sterne mit dem Kürzel ''RR'', womit beinahe 20 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der RR-Lyrae-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-02-02}}</ref>

== Einordnung ==
[[Datei:M5 colour magnitude diagram.png|mini|links|hochkant=1.2|[[Hertzsprung-Russell-Diagramm|HR-Diagramm]] des Kugelsternhaufens [[Messier 5|M5]]. Die Position der RR-Lyrae-Sterne auf dem Horizontalast ist grün markiert.]]
RR-Lyrae-Sterne haben etwa eine halbe Sonnenmasse, einen ungefähr fünffachen Sonnendurchmesser und die Riesensterne verändern ihre [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] im Laufe der Periode zwischen 6000 und 7500 [[Grad Celsius|°C]]. Die Ursache der Veränderlichkeit ist der [[Kappa-Mechanismus]] wie bei den [[Cepheiden]]. Es handelt sich um entwickelte Sterne auf dem Horizontalast im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]. Dabei wandern sie vom Roten-Riesen-Ast kommend nach links und wieder zurück, wobei sie den [[Instabilitätsstreifen]] kreuzen. RR-Lyrae-Sterne werden in [[Kugelsternhaufen]], dem galaktischen [[Halo (Astronomie)|Halo]], dem [[Bulge]] der [[Milchstraße]] sowie seit Neuestem in extragalaktischen Systemen gefunden. Der Anteil an schweren Elementen in ihrer [[Atmosphäre (Astronomie)|Atmosphäre]] ist gering und beträgt zwischen 0,00001 und 0,01 des Anteils der [[Sonne]].<ref>{{Literatur |Autor=C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Auflage=3 |Verlag=Springer |Ort=Berlin |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}</ref>

== Periodenänderung ==
Da die RR-Lyrae-Sterne einen streng periodischen Lichtwechsel zeigen, sollten kleine Änderungen durch Aufsummierung im Laufe der Zeit zu einer Verschiebung des Zeitpunkts der maximalen Helligkeit führen. Damit ist es möglich, die Richtung und Geschwindigkeit beim Durchlaufen des Instabilitätsstreifens zu messen, wobei der aus den Modellrechnungen erwartete Wert der Periodenänderung bei 0,01 Tagen pro Million Jahren liegen sollte. Die Beobachtungen zeigen dagegen ein schwer zu interpretierendes Ergebnis. Während die mittlere Periodenänderung den Erwartungen entspricht, zeigen nur 40 % aller RRab-Sterne über den Zeitraum eines Jahrhunderts eine gleichmäßige Periodenänderung. 15 % könnten als abrupte Änderungen, überlagert mit einer regelmäßigen Periodenänderung interpretiert werden, während die anderen Sterne nur unregelmäßige und abrupte Periodenänderungen zeigen. Die meisten Sterne mit unregelmäßigen Periodenänderungen zeigen auch einen Blazhko-Effekt.<ref>{{Literatur |Autor=J.R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=J. Jurcsik, G. Hajdu, B. Szeidl, K. Olah, J. Kelemen, A. Sodor, A. Saha, P. Mallick, J. Claver |Titel=Long-term photometric monitoring of RR Lyr stars in M3 |Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |Band=419 |Datum=2011 |Seiten=2173–2194 |DOI=10.1111/j.1365-2966.2011.19868.x}}</ref>

== Blazhko-Effekt ==
Dem regelmäßigen Lichtwechsel kann eine langfristige [[Modulation (Technik)|Modulation]] der [[Lichtkurve]] zwischen 10 und 500 Tagen überlagert sein, wobei die Amplitude der Grundschwingung um bis zu 50 Prozent variieren kann.<ref>{{Literatur |Autor=Robert Szabo |Titel=Blazhko effect in Cepheids and RR Lyrae stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1309.3969v1}}</ref> Neben der Amplitude wird auch die Phase der Helligkeitsänderungen moduliert. Ungefähr 40 bis 50 Prozent aller RR-Lyrae-Sterne vom Typ RRab und RRc zeigen dieses als Blazhko-Effekt bezeichnete Verhalten, benannt nach [[Sergei Nikolajewitsch Blaschko]]. Es sind mehrere [[Hypothese]]n entwickelt worden, um den Blazhko-Effekt zu erklären:
* Eine überlagerte (nicht-radiale) Pulsation höherer Ordnung
* Modifikation der Pulsation durch ein stellares [[Magnetismus|Magnetfeld]] und [[Rotation (Physik)|Rotation]]
* Eine 9:2-[[Resonanz (Physik)|Resonanz]] zwischen der [[Grundfrequenz]] und der 9. [[Harmonische|Oberschwingung]]
* Eine veränderliche turbulente [[Konvektion]], verursacht durch eine quasi-periodische Änderung des stellaren [[Magnetismus|Magnetfeldes]]
* Eine nichtlineare Wechselwirkung zwischen der Grundschwingung und der ersten Oberschwingung.<ref>{{Literatur |Autor=D. Gillet |Titel=Atmospheric dynamics in RR Lyrae stars – The Blazhko effect |Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]] |Band=554 |Datum=2013 |Seiten=A46 |DOI=10.1051/0004-6361/201220840}}</ref> Diese Hypothesen werden durch neue Beobachtungen der [[COROT (Weltraumteleskop)|COROT]]- und [[Kepler (Weltraumteleskop)|Kepler]]-Satellitenmissionen nicht unterstützt, da starke Änderungen der Blazhko-Periode bereits von Zyklus zu Zyklus beobachtet wurden.<ref>{{Literatur |Autor=J. Robert Buchler, Zoltan Kollath |Titel=On the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1101.1502}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=R. Smolec, P. Moskalik, K. Kolenberg, S. Bryson, M. T. Cote, R. L. Morris |Titel=Variable turbulent convection as the cause of the Blazhko effect – testing the Stothers model |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1102.4845}}</ref> Neben den RR-Lyrae-Sternen ist der Blazhko-Effekt auch bei den [[Cepheiden]] sowie den [[Delta-Scuti-Stern]]en nachgewiesen worden. Ob langperiodische Modulationen in den [[Lichtkurve]]n von [[Heißer Unterzwerg|sdB-Sternen]] und [[Weißer Zwerg|Weißen Zwergen]] ebenfalls auf dem Blazhko-Effekt beruhen, ist Gegenstand aktueller wissenschaftlicher Diskussionen.<ref>{{Literatur |Autor=Michel Breger |Titel=The Blazhko Effect in Delta Scuti and Other Groups of Pulsating Stars |Sammelwerk=VARIABLE STARS, THE GALACTIC HALO AND GALAXY FORMATION |Datum=2010 |Seiten=111-116}}</ref>

== Der Fall V445 Lyrae: Komplexes Verhalten ==
Aktuelle Beobachtungen weisen darauf hin, dass diese Sternklasse ein erheblich komplexeres, womöglich chaotisches Verhalten zeigen kann und die bisherige Annahme, RR-Lyrae-Sterne als mit einer Periode radial pulsierende Veränderliche zu betrachten, lediglich eine Vereinfachung ist, um die Grundeigenschaften zu verstehen.

Der für die Exoplanetensuche eingesetzte [[Kepler (Weltraumteleskop)|Satellit Kepler]] beobachtete Sternfelder intensiv mit hoher Frequenz photometrisch, was auch Langzeitbeobachtungen von veränderlichen Sternen mit einschließt.

Der RR-Lyrae-Stern ''V445 Lyrae'' zeigte dabei folgende Eigenschaften, die bereits zuvor am RR-Lyrae-Stern ''CoRoT 105288363'' beobachtet wurden:<ref>{{Literatur |Autor=E. Guggenberger u. a. |Titel=The complex case of V445 Lyr observed with Kepler: Two Blazhko modulations, a non-radial mode, possible triple mode RR Lyrae pulsation, and more |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.1344v1}}</ref>

* Radiale Pulsationen nicht nur in der [[Grundschwingung]], sondern mit geringen Amplituden auch in der ersten und zweiten [[Oberschwingung]].
* Mindestens eine nichtradiale Pulsation.
* Weitere wahrscheinlich nichtradiale Schwingungen im Frequenzband zwischen der Grund- und ersten Oberschwingung
* Die Blazhko-Modulation ist periodisch veränderlich mit wenigstens zwei Zyklenlängen.
* Die radialen Schwingungen zeigen Anzeichen für eine [[Chaosforschung#Periodenverdopplung|Periodenverdopplung]], dies bedeutet den Übergang von einer stabilen Schwingung in einen [[Chaosforschung|chaotischen Zustand]].

== RR-Lyrae-Sterne als Sonden ==
Die Pulsationsmassen von RR-Lyrae-Sternen liegen bei 0,7 Sonnenmassen und damit sind diese entwickelten massenarmen Sterne mindestens 10 Milliarden Jahre alt. Deshalb können RR-Lyrae-Sterne nur in [[Sternpopulation]]en des Typs II auftreten und sind ein leicht zu bestimmender Indikator für die Entwicklungsgeschichte eines Sternsystems. Daneben kann mit Hilfe dieser Veränderlichen Sterne sowohl die [[Metallhäufigkeit]] als auch die Entfernung innerhalb der [[Lokale Gruppe|lokalen Gruppe]] abgeleitet werden.

Die [[absolute Helligkeit]] beträgt zwischen +0M.5 und +1M. Sie ist abhängig von der Periode, der Masse und der mittleren [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]]. Diese Faktoren werden zu einer [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] zusammengefasst. Aufgrund dieser Beziehung kann mit RR-Lyrae-Sternen aufgrund der Abhängigkeit von der Oberflächentemperatur auch die [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] innerhalb eines Sternsystems untersucht werden, da diese zu einer Rötung des Sternlichts führt.<ref>{{Literatur |Autor=Ata Sarajedini |Titel=RR Lyrae Variables in M31 and M33 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1105.5116v1}}</ref>

Die große Häufigkeit und Helligkeit der RR-Lyrae-Sterne erlaubt es, Strukturen im [[Halo (Astronomie)|Halo]] der [[Milchstraße]] und bei anderen Galaxien der [[Lokale Gruppe|lokalen Gruppe]] zu analysieren. Im Halo der Milchstraße sind mit Hilfe der pulsierenden Veränderlichen zahlreiche [[Sternstrom|Sternströme]] entdeckt worden, wobei es sich um die Überreste der von der Milchstraße kannibalisierten [[Zwerggalaxie]]n handeln dürfte.<ref>{{Literatur |Autor=Laura Watkins |Titel=Galactic substructure traced by RR Lyraes in SDSS Stripe 82 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1111.4390v1}}</ref>

Die [[Metallizität]], der Anteil der Atmosphäre mit Elementen schwerer als Helium, kann aus der Lichtkurve von RRab-Sternen abgeleitet werden. Dabei besteht sowohl ein Zusammenhang zwischen der Amplitude und der Sandage-Metallizität als auch mit einem aus einer [[Fourier-Transformation]] abgeleiteten Parameter, der Metallizität nach Jurcsik und Kovacs, zwischen der Periode und dem Metallgehalt. Es ist daher anhand der Lichtkurve möglich, sowohl die Entfernung als auch den Gehalt schwerer Elemente zu bestimmen und mit geringem Aufwand die historische Entwicklung des untersuchten Sternsystems zu analysieren.<ref>{{Literatur |Autor=Cecilia Mateu, A. Katherina Vivas, Juan José Downes, César Briceño, Robert Zinn, Gustavo Cruz-Diaz |Titel=The QUEST RR Lyrae Survey: III. The Low Galactic Latitude Catalogue |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.4599}}</ref>

Die Lichtkurven der RR-Lyrae-Sterne werden auch von einer seltenen Gruppe von Sternen imitiert, die nicht im Stadium des Kern-Heliumbrennens sind. RR-Lyrae-Sterne sind entwickelte Sterne mit niedriger Masse von weniger als einer Sonnenmasse, die bereits durch das Stadium des [[Roter Riese|Roten Riesen]] gegangen sind und nach dem Zünden des [[Drei-Alpha-Prozess|Heliumbrennens]] in ihrem Kern auf den Horizontalast des [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]s gewandert sind. OGLE-BLG-RRLYR-02792 zeigt die Lichtkurve eines RR-Lyrae-Sterns sowohl der Form als auch der Amplitude nach. Da es sich gleichzeitig um einen [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungsveränderlichen]] handelt, konnte mit Hilfe von Radialgeschwindigkeitsmessungen die Masse zu nur 0,26 Sonnenmassen berechnet werden statt der circa 0,7 Sonnenmassen bei RR-Lyrae-Sternen. Auch ist dieser [[Pulsationsveränderlicher Stern|Pulsationsveränderliche]] zwei Magnituden lichtschwächer als RR-Lyrae-Sterne. Wahrscheinlich entwickeln sich diese ungewöhnlichen RRLyr bei zweifachem Massentausch in einigen [[Doppelstern]]systemen.<ref>{{Literatur |Autor=G. Pietrzyński, I. B. Thompson, W. Gieren, D. Graczyk, K. Stępień, G. Bono, P. G. Prada Moroni, B. Pilecki, A. Udalski, I. Soszyński, G. W. Preston, N. Nardetto, A. McWilliam, I. U. Roederer, M. Górski, P. Konorski & J. Storm |Titel=RR-Lyrae-type pulsations from a 0.26-solar-mass star in a binary system |Sammelwerk=Nature |Band=484 |Datum=2012 |Seiten=75–77 |DOI=10.1038/nature10966}}</ref> Die Bestimmung der Entfernung zu einem RR-Lyrae-Stern ist daher potentiell ungenau, da es sich um einen ungewöhnlichen RRLyr handeln könnte, der erheblich lichtschwächer ist.

== Prestonscher Spektralindex ==
Die Untersuchung der [[Emissionsspektrum|Spektren]] von RR-Lyrae-Sternen ergab eine geringere [[Metallhäufigkeit]], die Häufigkeit von Elementen schwerer als Lithium, als in der Sonnenatmosphäre. Diese Unterhäufigkeit wird quantifiziert mit dem Prestonschen Spektralindex ΔS. Er ist definiert als das Zehnfache der Differenz zwischen dem [[Spektraltyp]] abgeleitet von den [[Wasserstoffspektrum|Wasserstofflinien]] und dem Spektraltyp abgeleitet von den Kalziumlinien. RR-Lyrae-Sterne mit ΔS < 3 befinden sich in der [[Milchstraße]]nebene und haben Perioden kleiner als 0,4 Tage. Dagegen sind die metallarmen RR-Lyrae-Veränderlichen mit ΔS > 5 Sterne des galaktischen [[Halo (Astronomie)|Halos]] und ihre Perioden sind im Allgemeinen größer als 0,4 Tage. Bei der Anwendung der [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] mit RR-Lyrae-Sternen muss daher stets die Metallhäufigkeit berücksichtigt werden.<ref>{{Literatur |Autor=H. A. Smith |Titel=RR Lyrae Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2003 |ISBN=0-521-54817-9}}</ref>

== Oosterhoffsche Dichotomie ==
1939 entdeckte der niederländische Astronom P. Oosterhoff bei der Bearbeitung von RR-Lyrae-Sternen in [[Kugelsternhaufen]] der [[Milchstraße]], dass es keine kontinuierliche Verteilung der Perioden gibt. Entweder beträgt die mittlere Periode von RRab-Sternen 0,55 Tage oder aber 0,65 Tage. Auch bei RRc-Sternen liegt eine entsprechende Zweiteilung vor, die heute als Oosterhoff-Gruppen I und II bezeichnet werden. Die [[Dichotomie]] ist insofern überraschend, als es keinen Parameter für Kugelsternhaufen gibt, der in zwei unterscheidbaren Ausprägungen auftritt wie Alter oder chemische Zusammensetzung. Bei den [[Zwerggalaxie]]n der Milchstraße wurde im Gegensatz zu den Kugelsternhaufen eine kontinuierliche Verteilung der mittleren Periodenlänge von RR-Lyrae-Sternen beobachtet.

Die meistens verwendete Erklärung für die Oosterhoffsche Dichotomie nimmt einen [[Hysterese]]effekt bei der Entwicklung der RR-Lyrae-Sterne auf dem Horizontalast an. Die Hysterese behindert einen Wechsel der Pulsation zwischen der Grundschwingung (RRab) und der Oberschwingung (RRc). Bei der metallärmeren Gruppe II beginnt die RR-Lyrae-Phase bei höheren Temperaturen und die Entwicklung führt im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] nach rechts. Dagegen entwickeln sich die Gruppe-I-Sterne von niedrigen [[Temperatur]]en nach links und wechseln später von der RRab- in die RRc-Phase.

In [[Zwerggalaxie]]n der [[Lokale Gruppe|lokalen Gruppe]] und deren Kugelsternhaufen tritt die Oosterhoffsche Dichotomie nicht auf. Die Verteilung der Perioden der RR-Lyrae-Sterne in diesen Sternsystemen ist kontinuierlich. Die manchmal auch „Oosterhoffsche Zwischenobjekte“ genannten veränderlichen Sterne stellen bei einigen Kugelsternhaufen außerhalb der [[Milchstraße]] den größten Anteil aller RR-Lyrae-Sterne. Dies ist nicht vereinbar mit der Annahme, dass die Milchstraße in der Vergangenheit Zwerggalaxien eingefangen hat und deren Kugelsternhaufen nun Bestandteil der Milchstraße sind.<ref>{{Literatur |Autor=Charles A. Kuehn, Horace A. Smith, Marcio Catelan, Barton J. Pritzl, Nathan De Lee, Jura Borissova |Titel=VARIABLE STARS IN LARGE MAGELLANIC CLOUD GLOBULAR CLUSTERS I: NGC 1466 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1107.5515v1}}</ref>

== Beispiele ==
* RRab mit Blazhko-Effekt: [[RR Lyrae]]
* RRab: [[U Leporis]]
* RRc: SX Ursae Majoris
* RRd bzw. RR(B): AQ Leonis

== Siehe auch ==
* [[Veränderlicher Stern]]

== Weblinks ==
{{Commonscat|RR Lyrae variables}}
* [http://rrlyrae.star-shine.ch/ Entfernungsbestimmung von Kugelsternhaufen M15 mittels RR-Lyrae-Sternen]

== Literatur ==
<references />

{{SORTIERUNG:Rrlyraestern}}
[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]

RR-Lyrae-Stern - Versionsgeschichte

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