متغير RR القيثارة: الفرق بين النسختين

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
طلا ملخص تعديل
لا ملخص تعديل
سطر 1: سطر 1:
[[صورة:HR-diag-instability-strip.svg|موقع متغيرات (RR) القيثارة على [[رسم هرتزبرونغ-راسل|الخط البياني لهرتزشبرونج-راسل]]|تصغير|250px]]
{{مصدر|تاريخ=مارس 2016}}


في [[علم الفلك]] '''متغيرات (RR) القيثارة''' {{إنج|RR Lyrae variable}} هي [[نجم متغير|نجوم منتظمة التغير]] .'''متغير (RR) القيثارة''' تسمية تطلق أي [[نجم]] عادي [[نباض|نابض]] لة فترة تغير قصيرة تتراوح بين 1.5 و 29 ساعة و[[مطال|سعة]] سطوع قصوى تصل إلى [[قدر (فلك)|القدر 2]]. توجد متغيرات (RR) القيثارة عادة في [[عنقود مغلق|العناقيد المغلقة]].<ref name="smith2004">Smith, Horace A., ''[https://books.google.com/books?id=dMv_r82moCQC&printsec=frontcover&dq=rr+lyrae+stars RR Lyrae Stars]'', Cambridge (2004)</ref>
{{وصلات قليلة|تاريخ=أبريل 2015}}


فترة النبض و[[قدر مطلق|القدر المطلق]] لمتغيرات (RR) القيثارة يجعلها [[سلم المسافات الكونية|شموع قياسية جيدة]] (اضافية) لقياس المسافات الى [[مجرة|المجرات]] وللأهداف القريبة نسبيا، وخاصة داخل [[درب التبانة]] و[[المجموعة المحلية]]. أبعد من درب التبانة يصعب اكتشافها بسبب انخفاض لمعانها. وهي تستخدم على نطاق واسع في دراسة العناقيد المغلقة، وتستخدم أيضا لدراسة الخصائص الكيميائية للنجوم القديمة.
==تاريخ==
نجوم (RR) القيثارة كانت تسمى سابقا "المتغيرات العنقودية" بسبب ارتباطها القوي (ولكن ليس الحصري) مع العناقيد المغلقة.<ref name="clement" />
سميت هذه الفئة من النجوم المتغيرة نسبة للنموذج الأولى وألمع نجم في هذة الفئة نجم [[RR القيثارة]].<ref name="history ">{{مرجع ويب
| مسار= https://astrobites.org/2012/07/04/rr-lyrae-variables-history-written-in-the-stars/
| عنوان =An Ancient Metal-Poor Population in M32, and Halo Satellite Accretion in M31, Identified by RR Lyrae Stars
| العمل =
| المؤلف =إليزابيث نيوتن
| الموقع =astrobites
| تاريخ =4 يوليو 2012
| تاريخ الوصول =2017-10-27
}}
</ref><ref name=AAVSO>{{citation | first1=Matthew | last1=Templeton | date=September 24, 2010 | title=RR Lyrae | publisher=American Association of Variable Star Observers | url=http://www.aavso.org/vsots_rrlyr }}</ref> وهو نجم متغير في [[كوكبة]] [[القيثارة (كوكبة)|القيثارة]].<ref name=burnham1978>{{citation | last=Burnham | first=Robert, Jr. | authorlink=Robert Burnham | title=Burnham's Celestial Handbook | volume=2 | publisher=Dover Publications | year=1978 | location=New York | isbn=0-486-23568-8 | url=https://books.google.com/books?id=wB9uZ9lH5bgC&pg=PA1154 }}</ref>
ولقد تم الإبلاغ عن تقلب سطوع نجم RR القيثارة في مطلع القرن 20 من قبل إدوارد بيكيرينغ ، بعد اكتشافه من قبل ويليامينا باتون ستيفنز فليمينغ.<ref name="history " />


ومن 1915 إلى 1930، أصبحت متغيرات (RR) القيثارة مقبولة على نحو متزايد باعتبارها فئة نجوم متميزة عن [[متغير قيفاوي كلاسيكي|المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية]]، وذلك بسبب الفترات الأقصر، ومواقعها المختلفة داخل المجرة، والاختلافات الكيميائية. ومتغيرات (RR) القيثارة من [[جمهرة النجوم]] الثانية [[معدنية (فلك)|الفقيرة المعادن]].<ref name="smith2004"/>
==الخصائص والتصنيف==
متغيرات (RR) القيثارة هي نجوم نابضة قديمة من [[الفرع الأفقي]] من [[تصنيف نجمي|التصنيف الطيفي]] A أو F، توقفت عن صهر ال[[هيدروجين]] وانتقلت من [[النسق الأساسي|التسلسل الرئيسي]]. وكانت أسلاف هذة النجوم فقيرة في العناصر الثقيلة، وعلى خلاف النجوم العادية كتل متغيرات (RR) القيثارة تقارب 70٪ [[كتلة شمسية]].<ref name="history " /> وأكثر من 80٪ من جميع المتغيرات المعروفة في العناقيد المغلقة متغيرات (RR) القيثارة.<ref name=clement>{{cite journal|bibcode=2001AJ....122.2587C|arxiv=astro-ph/0108024|title=Variable Stars in Galactic Globular Clusters|journal=The Astronomical Journal|volume=122|issue=5|pages=2587|author1=Clement|first1=Christine M.|last2=Muzzin|first2=Adam|last3=Dufton|first3=Quentin|last4=Ponnampalam|first4=Thivya|last5=Wang|first5=John|last6=Burford|first6=Jay|last7=Richardson|first7=Alan|last8=Rosebery|first8=Tara|last9=Rowe|first9=Jason|last10=Hogg|first10=Helen Sawyer|year=2001|doi=10.1086/323719}}</ref>
متغيرات (RR) القيثارة نجوم خافتة ويصعب رصدها في المجرات الخارجية وهى أكثر شيوعا من المتغيرات القيفاوية ولكنها أخفت منها.<ref>{{cite book
|author1=Ashman, Keith M. |author2=Zepf, Stephen E. | title=Globular cluster systems | date=1998
| volume=30 | series=Cambridge astrophysics series
| page=2 | publisher=Cambridge University Press
| isbn=0-521-55057-2 }}</ref> ولها فترة أقصر، عادة ما تكون أقل من يوم واحد، وتتراوح أحيانا إلى سبع ساعات. ومتغيرات (RR) القيثارة النابضة مشابة لمتغيرات القيفاوية النابضة ولكن طبيعة وتاريخ هذه النجوم يعتقد أنها مختلفة نوعا ما. ويبلغ متوسط [[قدر مطلق|القدر المطلق]] لنجومى(RR) القيثارة حوالي +0.75، تقريبا أكثر سطوعا بحوالي 40 أو 50 مرة من [[الشمس]].<ref>{{cite journal|last=Layden|first=A. C. |last2=Hanson|first2=Robert B. |title=The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax|journal=Astron. J.|date=August 1996|volume=112|pages=2110–2131|doi=10.1086/118167|arxiv = astro-ph/9608108 |bibcode = 1996AJ....112.2110L |last3=Hawley|first3=Suzanne L.|last4=Klemola|first4=Arnold R.|last5=Hanley|first5=Christopher J.}}</ref>


تنقسم نجوم (RR) القيثارة تقليديا إلى ثلاثة أنواع رئيسية،<ref name="smith2004"/> بأتّباع تصنيف [[سولون ايرفينغ بايلي]] على أساس شكل منحنيات سطوع النجوم :
'''متغيرات (RR) القيثارة''' {{إنج|RR Lyrae variable}} هي نجوم منتظمة في تغيير لمعانها ودورة التغيير فيها أقصر من 1.5 يوم، ومعظم هذه [[النجوم]] لها دورات أقصر من يوم واحد، بينما حوالي 66% منها لها دورات من 0.4 إلى 0.6 يوم، وفي المتوسط يبلغ مقدار التغيير الضوئي قدراً واحداً، تحدث في بعض هذه النجوم تغييرات دورية في شكل المنحني الضوئي وفي دورة تغيير تسمى بظاهرة بلاشكو، وفي حالة النجم -RR- السلياق نفسه (االمثل النمطي لهذه النجوم)يحدث تغيير في اللمعان من 0.8 إلى 1.2 قدرا، ويرجع التغيير الضوئي إلى نبض النجم، وفي أثناء الزيادة والنقص المنتظمين في قطر النجم توجد سرعات تصل حتى 60 كم /ث، تنتمي نجوم -RR السلياق إلى العمالقة من النجوم، على أساس أن غالبية أنواعها الطيفية A ونادراً F ولمعانها المطلق حوالي +0.5 قدر، إلا أن بعض هذه المتغيرات له لمعان مطلق أقل من ذلك، ولا توجد علاقة بين زمن التغيير الضوئي لنجوم RR السلياق وبين قوة إشعاعها ويدل شيوع نجوم RRالسلياق بكثرة في الحشود النجومية الكروية، والذي يرجع إليه تسميتها أحياناً بالمتغيرات الحشدية، بالإضافة إلى عدم انتظام توزيعها في السماء وسرعاتها الكبيرة بالنسبة للشمس على تبعية هذه النجوم إلى الجمهرة ||.
* متغيرات RRab وهي الأكثر شيوعا، تشكل 91٪ من جميع نجوم (RR) القيثارة. وبعض متغيرات RRab تظهر [[ظاهرة بلاشكو|تأثير بلاشكو]].<ref>{{cite journal|bibcode=2010MNRAS.409.1244S|arxiv=1007.3404|title=Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=409|issue=3|pages=1244|author1=Szabó|first1=R.|last2=Kolláth|first2=Z.|last3=Molnár|first3=L.|last4=Kolenberg|first4=K.|last5=Kurtz|first5=D. W.|last6=Bryson|first6=S. T.|last7=Benkő|first7=J. M.|last8=Christensen-Dalsgaard|first8=J.|last9=Kjeldsen|first9=H.|last10=Borucki|first10=W. J.|last11=Koch|first11=D.|last12=Twicken|first12=J. D.|last13=Chadid|first13=M.|last14=Di Criscienzo|first14=M.|last15=Jeon|first15=Y.-B.|last16=Moskalik|first16=P.|last17=Nemec|first17=J. M.|last18=Nuspl|first18=J.|year=2010|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x}}</ref>
* RRc الأقل شيوعا، وتشكل 9٪ من جميع نجوم (RR) القيثارة ولها فترات أقصر.
* RRd وهي نادرة تشكل ما بين <1٪ و 30٪ <ref name=george>{{cite journal|last1=Christensen-Dalsgaard|first1=J.|last2=Balona|first2=L. A.|last3=Garrido|first3=R.|last4=Suárez|first4=J.C.|title=Stellar Pulsations: Impact of New Instrumentation and New Insights|journal=Astrophysics and Space Science Proceedings|date=Oct 20, 2012|url=https://books.google.com/?id=uvWyxYL1Z0AC&pg=PA103&dq=rr+lyrae+rrab#v=onepage&q=rr%20lyrae%20rrab&f=false|accessdate=17 October 2014|isbn=9783642296307}}</ref> من نجوم (RR) القيثارة
==التطورات الأخيرة==
حدد [[مرصد هابل الفضائي]] العديد من نجوم (RR) القيثارة المرشحة في العناقيد المغلقة في مجرة [[المرأة المسلسلة (مجرة)|المرأة المسلسلة]] وقام بقياس المسافة إلى هذة النجوم.<ref>{{cite journal|bibcode=2001ApJ...559L.109C|arxiv=astro-ph/0108418|title=RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates|journal=The Astrophysical Journal|volume=559|issue=2|pages=L109|author1=Clementini|first1=G.|last2=Federici|first2=L.|last3=Corsi|first3=C.|last4=Cacciari|first4=C.|last5=Bellazzini|first5=M.|last6=Smith|first6=H. A.|year=2001|doi=10.1086/323973}}</ref><ref name=hst>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Benedict | first1=G. Fritz | last2=McArthur | first2=B. E. | last3=Fredrick | first3=L. W. | last4=Harrison | first4=T. E. | last5=Lee | first5=J. | last6=Slesnick | first6=C. L. | last7=Rhee | first7=J. | last8=Patterson | first8=R. J. | last9=Nelan | first9=E. | title=Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae | journal=The Astronomical Journal | volume=123 | issue=1 | pages=473–484 |date=January 2002 | doi=10.1086/338087 | bibcode=2002AJ....123..473B |arxiv = astro-ph/0110271 }}</ref>


ووقد وفر [[كيبلر (مسبار فضائي)|مرصد كيبلر الفضائي]] تغطية واسعة لحقل واحد مع بيانات ضوئية دقيقة. وكانت نجوم (RR) القيثارة في مجال رؤية كبلر .<ref>{{cite journal|bibcode=2011rrls.conf...74K|arxiv=1107.0297|title=RR Lyrae Research with the Kepler Mission|journal=RR Lyrae Stars|pages=74|author1=Kinemuchi|first1=Karen|year=2011}}</ref>
'''المصدر: الموسوعة الفلكية'''


ومن المتوقع أن توفر وتحسن [[غايا (مسبار فضائي) |مهمة غايا]] إلى حد كبير المعرفة حول نجوم (RR) القيثارة من خلال توفير معلومات طيفية متجانسة لعدد كبير من جمهرة هذة النجوم.<ref>{{cite journal | bibcode=2003ASPC..298..245B| title=The Cepheid and RR Lyrae instability strip with GAIA| journal=GAIA Spectroscopy: Science and Technology| volume=298| pages=245| author1=Bono| first1=G.| year=2003}}</ref>
==مراجع==
{{مراجع}}
== روابط خارجية ==
*[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap070415.html APOD ''M3: Inconstant Star Cluster''] four-frame animation of RR Lyrae variables in globular cluster M3
*[http://foto.star-shine.ch/details.php?image_id=426 Animation of RR Lyrae-Variables in globular cluster M15]
*[http://www.astrosurf.com/pixiel/animationM15RRLYRAE25-1343.htm Animation with the variable stars RR Lyrae in the center area of the globular cluster M15]
*[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/RR_Lyrae_star.html RR Lyrae stars]
*[http://www.aavso.org/vsots_rrlyr AAVSO Variable Star of the Season - RR Lyrae]
*[http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/RR_Lyr.html OGLE Atlas of Variable Star Light Curves - RR Lyrae stars]
{{تصنيف كومنز|RR Lyrae variables}}
{{تصنيف كومنز|RR Lyrae variables}}
{{مواضيع النجوم المتغيرة}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|نجوم}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|نجوم}}


نسخة 01:08، 28 أكتوبر 2017

موقع متغيرات (RR) القيثارة على الخط البياني لهرتزشبرونج-راسل

في علم الفلك متغيرات (RR) القيثارة (بالإنجليزية: RR Lyrae variable)‏ هي نجوم منتظمة التغير .متغير (RR) القيثارة تسمية تطلق أي نجم عادي نابض لة فترة تغير قصيرة تتراوح بين 1.5 و 29 ساعة وسعة سطوع قصوى تصل إلى القدر 2. توجد متغيرات (RR) القيثارة عادة في العناقيد المغلقة.[1]

فترة النبض والقدر المطلق لمتغيرات (RR) القيثارة يجعلها شموع قياسية جيدة (اضافية) لقياس المسافات الى المجرات وللأهداف القريبة نسبيا، وخاصة داخل درب التبانة والمجموعة المحلية. أبعد من درب التبانة يصعب اكتشافها بسبب انخفاض لمعانها. وهي تستخدم على نطاق واسع في دراسة العناقيد المغلقة، وتستخدم أيضا لدراسة الخصائص الكيميائية للنجوم القديمة.

تاريخ

نجوم (RR) القيثارة كانت تسمى سابقا "المتغيرات العنقودية" بسبب ارتباطها القوي (ولكن ليس الحصري) مع العناقيد المغلقة.[2] سميت هذه الفئة من النجوم المتغيرة نسبة للنموذج الأولى وألمع نجم في هذة الفئة نجم RR القيثارة.[3][4] وهو نجم متغير في كوكبة القيثارة.[5] ولقد تم الإبلاغ عن تقلب سطوع نجم RR القيثارة في مطلع القرن 20 من قبل إدوارد بيكيرينغ ، بعد اكتشافه من قبل ويليامينا باتون ستيفنز فليمينغ.[3]

ومن 1915 إلى 1930، أصبحت متغيرات (RR) القيثارة مقبولة على نحو متزايد باعتبارها فئة نجوم متميزة عن المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية، وذلك بسبب الفترات الأقصر، ومواقعها المختلفة داخل المجرة، والاختلافات الكيميائية. ومتغيرات (RR) القيثارة من جمهرة النجوم الثانية الفقيرة المعادن.[1]

الخصائص والتصنيف

متغيرات (RR) القيثارة هي نجوم نابضة قديمة من الفرع الأفقي من التصنيف الطيفي A أو F، توقفت عن صهر الهيدروجين وانتقلت من التسلسل الرئيسي. وكانت أسلاف هذة النجوم فقيرة في العناصر الثقيلة، وعلى خلاف النجوم العادية كتل متغيرات (RR) القيثارة تقارب 70٪ كتلة شمسية.[3] وأكثر من 80٪ من جميع المتغيرات المعروفة في العناقيد المغلقة متغيرات (RR) القيثارة.[2] متغيرات (RR) القيثارة نجوم خافتة ويصعب رصدها في المجرات الخارجية وهى أكثر شيوعا من المتغيرات القيفاوية ولكنها أخفت منها.[6] ولها فترة أقصر، عادة ما تكون أقل من يوم واحد، وتتراوح أحيانا إلى سبع ساعات. ومتغيرات (RR) القيثارة النابضة مشابة لمتغيرات القيفاوية النابضة ولكن طبيعة وتاريخ هذه النجوم يعتقد أنها مختلفة نوعا ما. ويبلغ متوسط القدر المطلق لنجومى(RR) القيثارة حوالي +0.75، تقريبا أكثر سطوعا بحوالي 40 أو 50 مرة من الشمس.[7]

تنقسم نجوم (RR) القيثارة تقليديا إلى ثلاثة أنواع رئيسية،[1] بأتّباع تصنيف سولون ايرفينغ بايلي على أساس شكل منحنيات سطوع النجوم :

  • متغيرات RRab وهي الأكثر شيوعا، تشكل 91٪ من جميع نجوم (RR) القيثارة. وبعض متغيرات RRab تظهر تأثير بلاشكو.[8]
  • RRc الأقل شيوعا، وتشكل 9٪ من جميع نجوم (RR) القيثارة ولها فترات أقصر.
  • RRd وهي نادرة تشكل ما بين <1٪ و 30٪ [9] من نجوم (RR) القيثارة

التطورات الأخيرة

حدد مرصد هابل الفضائي العديد من نجوم (RR) القيثارة المرشحة في العناقيد المغلقة في مجرة المرأة المسلسلة وقام بقياس المسافة إلى هذة النجوم.[10][11]

ووقد وفر مرصد كيبلر الفضائي تغطية واسعة لحقل واحد مع بيانات ضوئية دقيقة. وكانت نجوم (RR) القيثارة في مجال رؤية كبلر .[12]

ومن المتوقع أن توفر وتحسن مهمة غايا إلى حد كبير المعرفة حول نجوم (RR) القيثارة من خلال توفير معلومات طيفية متجانسة لعدد كبير من جمهرة هذة النجوم.[13]

مراجع

  1. ^ أ ب ت Smith, Horace A., RR Lyrae Stars, Cambridge (2004)
  2. ^ أ ب Clement، Christine M.؛ Muzzin، Adam؛ Dufton، Quentin؛ Ponnampalam، Thivya؛ Wang، John؛ Burford، Jay؛ Richardson، Alan؛ Rosebery، Tara؛ Rowe، Jason؛ Hogg، Helen Sawyer (2001). "Variable Stars in Galactic Globular Clusters". The Astronomical Journal. ج. 122 ع. 5: 2587. arXiv:astro-ph/0108024. Bibcode:2001AJ....122.2587C. DOI:10.1086/323719.
  3. ^ أ ب ت إليزابيث نيوتن (4 يوليو 2012). "An Ancient Metal-Poor Population in M32, and Halo Satellite Accretion in M31, Identified by RR Lyrae Stars". astrobites. اطلع عليه بتاريخ 2017-10-27.
  4. ^ Templeton، Matthew (24 سبتمبر 2010)، RR Lyrae، American Association of Variable Star Observers
  5. ^ Burnham، Robert, Jr. (1978)، Burnham's Celestial Handbook، New York: Dover Publications، ج. 2، ISBN:0-486-23568-8{{استشهاد}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  6. ^ Ashman, Keith M.؛ Zepf, Stephen E. (1998). Globular cluster systems. Cambridge astrophysics series. Cambridge University Press. ج. 30. ص. 2. ISBN:0-521-55057-2.
  7. ^ Layden، A. C.؛ Hanson، Robert B.؛ Hawley، Suzanne L.؛ Klemola، Arnold R.؛ Hanley، Christopher J. (أغسطس 1996). "The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax". Astron. J. ج. 112: 2110–2131. arXiv:astro-ph/9608108. Bibcode:1996AJ....112.2110L. DOI:10.1086/118167.
  8. ^ Szabó، R.؛ Kolláth، Z.؛ Molnár، L.؛ Kolenberg، K.؛ Kurtz، D. W.؛ Bryson، S. T.؛ Benkő، J. M.؛ Christensen-Dalsgaard، J.؛ Kjeldsen، H.؛ Borucki، W. J.؛ Koch، D.؛ Twicken، J. D.؛ Chadid، M.؛ Di Criscienzo، M.؛ Jeon، Y.-B.؛ Moskalik، P.؛ Nemec، J. M.؛ Nuspl، J. (2010). "Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 409 ع. 3: 1244. arXiv:1007.3404. Bibcode:2010MNRAS.409.1244S. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x.
  9. ^ Christensen-Dalsgaard، J.؛ Balona، L. A.؛ Garrido، R.؛ Suárez، J.C. (20 أكتوبر 2012). "Stellar Pulsations: Impact of New Instrumentation and New Insights". Astrophysics and Space Science Proceedings. ISBN:9783642296307. اطلع عليه بتاريخ 2014-10-17.
  10. ^ Clementini، G.؛ Federici، L.؛ Corsi، C.؛ Cacciari، C.؛ Bellazzini، M.؛ Smith، H. A. (2001). "RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates". The Astrophysical Journal. ج. 559 ع. 2: L109. arXiv:astro-ph/0108418. Bibcode:2001ApJ...559L.109C. DOI:10.1086/323973.
  11. ^ Benedict، G. Fritz؛ وآخرون (يناير 2002). "Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae". The Astronomical Journal. ج. 123 ع. 1: 473–484. arXiv:astro-ph/0110271. Bibcode:2002AJ....123..473B. DOI:10.1086/338087.
  12. ^ Kinemuchi، Karen (2011). "RR Lyrae Research with the Kepler Mission". RR Lyrae Stars: 74. arXiv:1107.0297. Bibcode:2011rrls.conf...74K.
  13. ^ Bono، G. (2003). "The Cepheid and RR Lyrae instability strip with GAIA". GAIA Spectroscopy: Science and Technology. ج. 298: 245. Bibcode:2003ASPC..298..245B.

روابط خارجية

أيقونة بذرة

هذه بذرة مقالة عن علم الفلك بحاجة للتوسيع. فضلًا شارك في تحريرها.

مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=متغير_RR_القيثارة&oldid=25268595»