天琴座RR型变星是周期变星，通常在球状星团中发现，因此也称为星团变星。它被用做测量星系距离的标准烛光，是宇宙距离阶梯的一部分。这类变星以原型，也是最亮的天琴座RR命名。
天琴座RR型变星是脉动的水平分支老化恒星，光谱类型为A或F，质量约为太阳的一半。它们被认为曾经质量与太阳相似或稍低，约0.8太阳质量的恒星，但是在红巨星分支阶段甩掉了部分质量。
天琴座RR型变星的脉动周期和绝对星等的关系，使它们成为相对邻近，特别是在银河系内和本星系群的良好标准烛光。由于其亮度较低，在银河系之外很难被侦测到。它们被广泛地用在对球状星团的研究，也被用在老化恒星化学性质的研究。
在对球状星团的调查，特别是经由爱德华·皮克林的调查，这一"星团型"的变星在19世纪90年代中期很快地被识别出来。
第一颗在星团外确认的天琴座RR型变星可能是天兔座U，它是在1890年由雅各布斯·卡普坦发现的。
原型的天琴座RR是在1899年之前由威廉敏娜·弗莱明发现的，皮克林在1900年的报告中说"无法与星团型变星区分开来"。
从1915年至1930年，由于其较短的周期、星系内不同的位置以及化学上的差异，这一类型的变星越来越被接受为不同于经典造父变星的一类恒星。天琴座RR型变星是贫金属的第二星族星 。
天琴座RR型变星因为它们内在的微弱光亮，已被证实很难在其他星系中观察到。事实上，沃尔特·巴德因为未能在仙女座星系找到它们，使他怀疑这个星系比预期的遥远许多，而考虑重新校准造父变星，并提出星族的概念。在1980年代，使用加法夏望远镜才在仙女座的星系晕中发现了天琴座RR型变星。现在，在它的球状星团中也发现了。
贝利根据天琴座RR型变星的亮度曲线形状，将这种变星分成三种主要的类型：
天琴座RR型变星因为与球状星团有很强（但不是唯一）的关联性，所以早先被称为"星团变星"；相较之下，在球状星团中已知的变星有80%是天琴座RR型变星。天琴座RR型变星在星系所有的纬度上都能被发现，相对于经典造父变星只与星系的盘面相关联。
有时，许多的天琴座RR型变星会与造父变星结合在一起；在1980年代，在球状星团中大约已经发现1,900颗。有些估计认为在银河系中大约有8,500颗。
虽然，联星在恒星中很常见，但很少观测到成对的天琴座RR型变星。
天琴座RR型变星的脉动方式类似于造父变星，但这两类恒星的性质和历史被认为相当不同。像所有在造父不稳定带上的变星，当电离氦的明度随温度变化时，脉动是由Κ机制引起的。
天琴座RR型变星是老年、相对质量较低、第二星族星，通常与第二型造父变星，室女座W型变星和武仙座BL型变星（英语：BL Herculis variable）一起；经典造父变星是高质量的第一星族星。天琴座RR型变星比造父变星更为常见，但发光程度低很多。天琴座RR型变星的平均绝对星等大约是 +0.75等，只比我们的太阳亮40或50倍。它们的周期短，通常不到一天，有些只有7小时左右。一些天琴座RRab型变星，包括天琴座RR本身，呈现出伯拉兹科效应，在其中有一个明显的相位和振幅的调制。
不同于造父变星，天琴座RR型变星在可见光的波长上并不严格的遵循周期-光度关系，然而在红外线的K波段却很严谨。它们通常使用周期-颜色关系进行分析，例如使用Wesenheit函数。通过这种方法，尽管在金属量、微弱性、和综合性的影响尚存在着困惑，但它们依然可以做为测量距离的标准烛光。综合的效果会影响到在球状星团核心附近采样的天琴座RR型变星，因为球状星团的恒星密度相当大，以至于在低分辨率的观测中，多颗（未解析）的恒星可能会被显示为单颗的目标。因此，那些看似单独的恒星（例如，天琴座RR型变星），因为那些未被解析出的恒星，而错误的被测量得过于明亮。因此而计算出来的距离会是错误的。有些研究人员认为，综合效应可能会给宇宙距离阶梯带来系统性的不确定性，并可能影响到估计宇宙年龄的哈伯常数。
哈伯太空望远镜已经确定了仙女座星系的球状星团中，有几颗疑似天琴座RR型变星的候选者，并且测量了原型星，天琴座RR的距离。
天琴座RR本身就在开普勒太空望远镜的视野范围内。因此，开普勒太空望远镜扩大了覆盖的范围，并提供了准确的光度测量。
盖亚任务预计将通过提供大量此类恒星的均质光谱资讯，大大提高对天琴座RR型变星的了解。
