Как уже отмечалось, морфология кривых блеска звезд типа RR Лиры и цефеид имеет определенной сходство, из-за чего долгое время был в употреблении термин "короткопериодические цефеиды", относящийся к звездам типа RR Лиры. Сейчас использование этого нестрогого термина не рекомендуется. Он подчеркивает не очень существенное сходство и не самое существенное различие (по длительности периода), но не принимает во внимание намного более существенные, с физической точки зрения, различия в возрасте, в принадлежности к различным составляющим Галактики, в положении на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Еще один устаревший термин, "анталголи", подчеркивает, что, в отличие от затменных звезд типа Алголя, многие звезды типа RR Лиры подолгу находятся в минимуме блеска и имеют короткие, острые максимумы.

         В англоязычной литературе встречается еще одно название этих звезд - "cluster variables" или "cluster type variables", то есть переменные скоплений. Первые переменные типа RR Лиры открыл С.Бейли в 1895г., на Гарвардской обсерватории, в шаровом звездном скоплении w Центавра. Позднее было обнаружено, что некоторые шаровые скопления содержат сотни таких переменных звезд. Так, по данным каталога переменных звезд в шаровых скоплениях К.Куттс Клеман и др. (версия на сети Интернет, март 2002г.), скопление M 3 содержит 186 переменных звезд типа RR Лиры (в этом подсчете мы принимали во внимание только переменные с известными периодами), w Центавра - 168 звезд, M 5 - 131 звезду. В то же время в некоторых других шаровых скоплениях звезд типа RR Лиры мало или нет совсем. В той же версии каталога в 146 ша