Переменные типа RR Лиры — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которого стала звезда RR Лиры. Такие звёзды довольно старые и маломассивные, и встречаются в основном в шаровых скоплениях. Светимости всех звёзд типа RR Лиры практически одинаковы, поэтому они используются как стандартные свечи[1].
Переменные типа RR Лиры впервые открыл Солон Ирвинг Бейли в 1895 году, изучая шаровое звёздное скопление Омега Центавра. В течение следующих 20 лет он открыл и исследовал множество переменных звёзд в шаровых скоплениях, ввёл их классификацию на основе формы их кривых блеска, с некоторыми изменениями используемую и поныне[2][3].
В 1899 году Вильямина Флеминг открыла саму звезду RR Лиры, ставшую прототипом этого класса, и в 1901 обнаружила её переменность[2][4].
В начале XX века Сергей Блажко обнаружил, что форма кривой блеска и амплитуда изменения яркости у звёзд XZ Лебедя и RW Дракона меняется. Это явление получило название эффекта Блажко[2].
Переменные типа RR Лиры в больших количествах встречаются в шаровых скоплениях, из-за чего их раньше называли переменными шаровых скоплений. В прошлом также было распространено название «короткопериодические цефеиды» из-за сходства их кривых блеска с кривыми блеска цефеид: у обоих классов звёзд наблюдаются быстрый рост яркости и более медленный спад. Однако это название не учитывает серьёзные физические различия звёзд, и поэтому не используется. Наконец, известно другое устаревшее название: «анталголи». Здесь также имеется в виду форма кривой блеска: затменные звёзды, в частности, Алголь, большую часть времени находятся в максимуме яркости, и малую часть времени в минимуме, а звёзды типа RR Лиры — наоборот[1][2].
Переменные типа RR Лиры являются гигантами спектрального класса А, лежащими на горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Светимости таких звёзд различаются слабо, составляют порядка 40 L⊙ (абсолютные звёздные величины — обычно 0,4-0,8m) и зависят в основном от металличности[2][5]: