RR Scorpii

W gwiazdozbiorze Skorpiona znajduje się dość ciemna gwiazda, o niskiej jasności wizualnej. Jest mocno oddalona od Antaresa (α Sco), bo aż 6,5 stopnia na południowy wschód od niego. Charakteryzuje się pomarańczową barwą i zalicza się do najchłodniejszych gwiazd. RR Scorpii należy do typu widmowego M6IIIe.

Temperatura jej powierzchni to ok. 2.500 K. Silnie przeewoluowany olbrzym, będący u kresu swojego istnienia. Co więcej, R Sco jest gwiazdą emisyjną. Gwiazdy emisyjne to zazwyczaj obiekty gorące, z przeciwnego bieguna diagramu HR. Jednak zdarzają się gwiazdy chłodne, u których wodór obecny w atmosferze generuje linie emisyjne. Z tego powodu obecne jest oznaczenie „e” w rozszerzonym zapisie typu widmowego. Jest to gwiazda zmienna typu Mira Ceti, najjaśniejsza miryda w konstelacji Skorpiona. Zmienność ma charakter pulsacyjny; jest więc spowodowana naprzemiennym zwiększaniem się i zmniejszaniem. Amplitudy zmian jasności są znaczne i w przypadku RR Sco wynoszą aż 6,3m. Z gwiazdy widocznej (przy względnie dobrych warunkach) gołym okiem (5,2m) omawiana miryda ciemnieje tak znacznie, że jej dostrzeżenie wymaga użycia teleskopu (11,5m). Według katalogu gwiazd zmiennych AAVSO jasność RR Scorpii maleje aż do poziomu 12,4m. Okres zmian wynosi ok. 281 dni. Co ciekawe, wraz ze zmianą jasności, zmienia się również typ widmowy gwiazdy. W momencie minimum gwiazda przyjmuje typ M8, a w maksimum: M6e (stają się widoczne, jasne pasma emisyjne wodoru). Pod względem jasności wizualnej, RR Scorpii jest blisko 250 razy jaśniejsza od Słońca. Jej zabarwienie jest wyraźnie ciepłe, pomarańczowe. Ale nie na tyle intensywne, jak można by wnioskować po niskiej temperaturze gwiazdy. Wskaźnik barwy B-V to zaledwie +1,1. Jest mirydą obfitą w tlen.

RR Scorpii otoczona jest przez rozległą „powłokę”, otoczkę wodoru oraz prostych połączeń chemicznych, np. H2O oraz SiO (tak, krzem bywa dwuwartościowy). Jest ona na tyle chłodna (ok. 1.400 K), że umożliwia istnienie w jej obrębie atomów połączonych ze sobą wiązaniami. Otoczka ta jest rozległa i rozpościera się do 2,3 promieni gwiazdy RR Sco. Nazywana jest „ciepłą powłoką molekularną”, Z kolei w obszarze do 7-8 promieni gwiazdy, temperatura maleje do ok. 700 K, a wówczas mają prawo bytu bardziej złożone, wrażliwe na działanie wysokich temperatur połączenia; m.inn. SiO2 oraz Al2O3. Wspomniane substancje przybierają postać pyłu. U gwiazdy RR Scorpii obserwuje się intensywną utratę materii gwiazdowej, co skutkuje postępującym, silny spadkiem masy.

Jak wygląda mechanizm zmian pulsacyjnych? Gdy materia gwiazdowa ogrzewa się i rośnie temperatura gwiazdy, wzrasta również jej nieprzeźroczystość. Transfer energii staje się mniej wydajny, a ciągły jej napływ powoduje dalsze ogrzewanie się materii. Gwiazda na skutek ogrzania powiększa się, a wzrost objętości z kolei przyczynia się do ochładzania się jej. W skutek ochłodzenia, gwiazda zaczyna się kurczyć i cykl się powtarza.

Źródło:
1. C. Sherrod: „The Constellations- Sky Tours for Computerized Telescopes”, cz. II, str. 427.
2. Katalog gwiazd zmiennych AAVSO
3. R. Burnham: ‘Burnham’s Celestial Handbook”, cz. III, str. 1693- 1696.
4. K. Ohnaka, J. Bergeant: “Mid- infrared Interferometry of The Mira Variable RR Sco with The VLTI MIDI Instrument”, 2005.
5. P. Berlioz- Arthaud: “Long- period Variables- Questioning The Pulsation Paradigm”, 2016.