IK Pegasi

context: IK Pegasi (hay HR 8210) là một hệ sao đôi có vị trí biểu kiến nằm trong chòm sao Phi Mã. Nó có độ sáng vừa đủ để có thể quan sát thấy bằng mắt thường, được phân loại vào dạng sao trắng lớp A. Các quan sát chuyên môn cho thấy nó là một sao đôi, với sao chính IK Pegasi A có phát ra ánh sáng dao động nhỏ theo chu kỳ khoảng 22,9 lần mỗi ngày. Sao đồng hành IK Pegasi B là một sao lùn trắng đặc, đang ở giai đoạn cuối trong dãy chính của tiến hóa sao. Cả hai xoay quanh nhau với chu kỳ khoảng 21,7 ngày một vòng, ở khoảng cách trung bình 31 triệu kilômét (xấp xỉ 0,21 lần khoảng cách từ Trái Đất tới Mặt trời), gần hơn khoảng cách Sao Thủy và Mặt Trời.
qas: question: IK Pegasi là gì?
answers: text: hệ sao đôi

context: Những sao nằm ở phần mà dải bất ổn định cắt qua dãy chính được gọi là sao biến quang Delta Scuti. Chúng được đặt theo tên của ngôi sao nguyên mẫu cho loại biến quang này: Delta Scuti. Lớp Delta Scuti điển hình từ các sao với kiểu phổ A2 tới F8, và lớp sao có độ sáng từ loại III (sao dưới khổng lồ-subgiant) tới loại V (sao ở dãy chính). Chúng là các sao biến quang chu kỳ ngắn với khoảng thời gian co giãn đều từ 0,025 đến 0,25 ngày. Sự có mặt của các nguyên tố trong các sao Delta Scuti giống với của Mặt Trời (xem sao loại I) và các sao thuộc lớp này có khối lượng từ 1,5 đến 2,5 lần khối lượng Mặt Trời. Người ta đã đo được tốc độ co giãn (pulsation-hoặc rung động) của IK Pegasi A là 22,9 chu kỳ trong một ngày, hay một chu kỳ bằng 0,044 ngày.Các nhà thiên văn xác định độ kim loại của ngôi sao thông qua sự có mặt của các nguyên tố hóa học có số nguyên tử cao hơn của heli. Dữ liệu của chúng được xác định nhờ phân tích phổ của bầu khí quyển ngôi sao, sau đó người ta so sánh kết quả với mô hình giả lập trên máy tính về các sao. Trong trường hợp của IK Pegasi A, các nhà thiên văn ước lượng độ giàu kim loại là [M/H] = +0,07 ± 0,20. Khái niệm này lấy theo lôgarit thập phân của tỉ số giữa các nguyên tố kim loại (M) chia cho hiđrô (H), đem trừ đi độ giàu kim loại của Mặt Trời. (Do đó nếu ngôi sao có độ giàu kim loại giống với Mặt Trời thì giá trị này sẽ bằng không.) Giá trị lôgarit thập phân bằng 0,07 tương đương với tỉ số độ kim loại bằng 1,17, do vậy IK Pegasi A có độ kim loại giàu hơn 17% so với Mặt Trời. Tuy vậy sai số biên thu được là khá lớn.
qas: question: Những ngôi sao được biết đến là sao biến quang Delta Scuti tồn tại ở phần nào của không gian?
answers: text: dải bất ổn định

question: Kết quả từ việc phân tích phổ của bầu khí quyển được so sánh với kết quả nào? 
answers: text: mô hình giả lập trên máy tính về các sao

context: Phổ của các sao lớp A như IK Pegasi A có dãy Balmer của hiđrô hiện lên rất rõ cùng với các đường hấp thụ của các kim loại bị ion hóa, bao gồm đường K của ion canxi (Ca II) tại bước sóng 393,3 nm. Phổ của IK Pegasi A được phân loại thành biên Am (marginal Am hay "Am:"), có nghĩa là nó thể hiện đặc tính của phổ sao lớp A có vạch kim loại (sao Am - Am star) nhưng có cường độ vạch quang phổ kim loại mạnh hơn một chút (nguyên văn: the spectrum of IK Pegasi A is classified as marginal Am which means it displays the characteristics of a spectral class A but is marginally metallic-lined). Như thế bầu khí quyển của ngôi sao thể hiện (nhưng dị thường) vạch quang phổ hơi cao hơn cường độ vạch quang phổ hấp thụ thông thường của các đồng vị kim loại. Các sao thuộc kiểu phổ Am thường là thành viên của một hệ đôi với sao đồng hành có cùng khối lượng, như trong trường hợp hệ IK Pegasi.Sao với kiểu phổ lớp-A có khối lượng lớn hơn và nóng hơn Mặt Trời. Nhưng hệ quả là thời gian sống của chúng sẽ ngắn hơn. Với một ngôi sao có khối lượng giống với IK Pegasi A (1,65 lần khối lượng Mặt Trời), người ta ước lượng thời gian sống của nó ở dãy chính là 2–3 × 109 năm, hay bằng một nửa độ tuổi hiện tại của Mặt Trời.Về khối lượng, ngôi sao tương đối trẻ Altair là ngôi sao gần Mặt Trời nhất có khối lượng gần với khối lượng của IK Pegasi A và xấp xỉ bằng 1,7 lần khối lượng Mặt Trời. Hệ sao đôi Sirius cũng có đặc điểm tương tự như hệ IK Pegasi, chứa một sao lớp A và sao lùn trắng đồng hành. Tuy nhiên, Sirius A có khối lượng lớn hơn IK Pegasi A và cách sao lùn trắng một khoảng lớn hơn, với bán trục lớn bằng 20 A.U.
qas: question: IK Pegasi là một ví dụ của loại phổ nào? 
answers: text: các sao lớp A

context: Đa phần các ngôi sao khối lượng nhỏ và trung bình (nhỏ hơn 9 lần khối lượng Mặt Trời) sẽ tiến hóa thành sao lùn trắng khi chúng đã cạn kiệt nhiên liệu cung cấp cho phản ứng nhiệt hạt nhân. Những ngôi sao này có giai đoạn sản sinh năng lượng thuộc về các sao trên dãy chính. Thời gian ngôi sao nằm trên dãy chính phụ thuộc chủ yếu vào khối lượng của nó, và khối lượng càng lớn thì thời gian để nó đốt cạn nhiên liệu cho các phản ứng tổng hợp hạt nhân càng ngắn. Do vậy IK Pegasi B phải trở thành sao lùn trắng trước sao đồng hành A, và vì thế khối lượng của nó ban đầu phải lớn hơn của IK Pegasi A. Thực tế, sao tổ tiên của IK Pegasi B có khối lượng ước lượng vào khoảng 5 đến 8 lần khối lượng Mặt Trời.Khi nhiên liệu hiđrô tại lõi trong sao tổ tiên của IK Pegasi B bị đốt cháy, dần dần nó tiến hóa thành sao khổng lồ đỏ. Lõi bên trong co lại cho đến khi sự đốt cháy hiđrô bắt đầu trong lớp vỏ bao quanh một lõi heli. Để chống lại sự tăng nhiệt độ, lớp vỏ bên ngoài nở rộng bán kính ra nhiều lần so với bán kính trước đây khi nó là sao thuộc dãy chính. Khi lõi đạt đến nhiệt độ và mật độ mà heli có thể tham gia phản ứng tổng hợp thì ngôi sao lại co lại và trở thành sao nhánh chân trời (horizontal branch star). Tức là nó thuộc về nhóm sao phân bố thành một đường ngang trên biểu đồ H-R. Sự tổng hợp heli hình thành một lõi bên trong chứa cacbon và ôxy. Khi heli bị cạn kiệt trong lõi, một lớp vỏ nơi xảy ra phản ứng tổng hợp heli hình thành cùng với lớp vỏ xảy ra phản ứng tổng hợp hiđrô và các nhà thiên văn gọi trạng thái mới này là sao thuộc nhóm nhánh khổng lồ tiệm cận (asymptotic giant branch), hay AGB. Nếu ngôi sao có khối lượng đủ lớn, giai đoạn tổng hợp cacbon có thể xảy ra tại lõi, sản sinh ra ôxy, neon và magiê.Lớp vỏ bao bên ngoài của sao khổng lồ đỏ hay sao AGB có thể mở rộng ra hàng trăm lần bán kính của Mặt Trời, đạt đến bán kính khoảng 5 × 108 km (3 A.U.) như đối với sao lớp AGB Mira. Bán kính này vượt xa khoảng cách trung bình hiện tại giữa hai sao IK Pegasi, do vậy trong thời gian này hai ngôi sao có chung một lớp bao vật chất. Kết quả là, phần khí quyển bên ngoài của IK Pegasi A có thể nhận thêm các đồng vị hoặc hàm lượng các đồng vị tăng lên.
qas: question: Làm thế nào nó bù đắp cho sự gia tăng nhiệt độ?
answers: text: lớp vỏ bên ngoài nở rộng bán kính ra nhiều lần so với bán kính trước đây khi nó là sao thuộc dãy chính

context: Với ước lượng khối lượng khoảng 1,15 lần khối lượng Mặt Trời, IK Pegasi B được xem là sao lùn trắng có khối lượng cao. Mặc dù bán kính của nó không quan sát được trực tiếp, người ta có thể suy ra nó từ những quan hệ lý thuyết đã biết giữa khối lượng và bán kính của sao lùn trắng, với giá trị bằng khoảng 0,60% bán kính Mặt Trời. (Một nguồn khác cho giá trị 0,72%, nên vẫn có độ bất định trong kết quả.) Từ đó ngôi sao này gói một khối lượng lớn hơn khối lượng Mặt Trời vào trong vùng thể tích gần bằng kích cỡ Trái Đất, và vì vậy mật độ vật chất của sao lùn trắng cực lớn.Với khối lượng lớn tập trung trong vùng thể tích nhỏ, sao lùn trắng có giá trị hấp dẫn bề mặt rất lớn. Các nhà thiên văn ký hiệu giá trị này theo lôgarit thập phân của lực hấp dẫn theo đơn vị cgs, hay log g. Đối với IK Pegasi B, log g bằng 8,95. Làm phép so sánh, log g của Trái Đất bằng 2,99. Do vậy hấp dẫn bề mặt trên IK Pegasi B gấp 900.000 lần trên Trái Đất.Nhiệt độ bề mặt hiệu dụng của IK Pegasi B ước lượng khoảng 35.500 ± 1.500 K, khiến nó trở thành nguồn bức xạ mạnh tia cực tím. Dưới những điều kiện thông thường, sao lùn trắng sẽ lạnh dần đi trong hàng tỷ năm trong khi bán kính của nó thì không đổi.
qas: question: Bán kính của một sao lùn trắng được tính toán như thế nào? 
answers: text: từ những quan hệ lý thuyết đã biết giữa khối lượng và bán kính của sao lùn trắng

question: Giá trị được đưa ra bởi một nguồn khác là bao nhiêu?
answers: text: 0,72%

context: Có thể IK Pegasi B sẽ theo tiến trình tương tự như thế. Tuy nhiên, trong quá trình bồi tụ khối lượng, chỉ một phần khối lượng bị đẩy ra bởi vụ nổ sao mới, cho nên sau mỗi chu kỳ khối lượng của sao lùn trắng sẽ tăng dần lên. Từ đó, ngay cả khi thể hiện như là sao mới tái diễn, IK Pegasi B sẽ vẫn bồi tụ khí ở lớp bao phủ của nó.Cũng có mô hình cho phép sao lùn trắng bồi tụ khối lượng một cách đều đặn mà không phải trải qua vụ nổ sao mới, mô hình này được gọi là hệ sao đôi với nguồn tia X siêu mềm (CBSS). Theo kịch bản này, tốc độ truyền khối lượng cho sao lùn trắng ở gần sao cho quá trình phản ứng tổng hợp ổn định có thể duy trì trên bề mặt khi hiđrô đến được đốt cháy trong phản ứng hạt nhân để sinh ra heli. Nguồn tia X siêu mềm này chứa một sao lùn trắng với khối lượng rất cao và nhiệt độ bề mặt của nó từ 0,5 × 106 đến 1 × 106 K).Khi khối lượng sao lùn trắng đạt đến giới hạn Chandrasekhar bằng 1,44 lần khối lượng Mặt Trời, áp suất suy biến electron sẽ không thể duy trì cân bằng với lực hấp dẫn và ngôi sao sẽ bị suy sụp. Đối với lõi chứa chủ yếu hạt nhân ôxy, neon và magiê, sao lùn trắng sẽ suy sụp thành sao neutron. Trong tình huống này, chỉ một phần nhỏ khối lượng của sao bị đẩy ra ngoài. Tuy nhiên, nếu lõi chứa chủ yếu hạt nhân cacbon-ôxy, sự tăng áp suất và nhiệt độ sẽ kích hoạt phản ứng tổng hợp cacbon tại trung tâm trước khi đạt đến giới hạn Chandrasekhar. Kết quả ấn tượng là phản ứng tổng hợp hạt nhân tiêu thụ một lượng đáng kể khối lượng của ngôi sao và giải phóng nó trong một thời gian ngắn. Năng lượng giải phóng đủ để biến ngôi sao thành vụ nổ siêu tân tinh loại Ia.Sự kiện vụ nổ sao siêu mới như thế có thể là mối đe dọa sự sống trên Trái Đất. Người ta cho rằng ngôi sao lớn, IK Pegasi A, có thể chưa tiến hóa thành sao khổng lồ đỏ trong tương lai gần. Như ở phần trước, vận tốc trong không gian của ngôi sao này so với Mặt Trời là 20,4 km/s (lùi ra xa). Do vậy nó phải mất tới 14.700 năm để chuyển động được quãng đường 1 năm ánh sáng. Sau 5 triệu năm, ví dụ, ngôi sao này sẽ cách Mặt Trời hơn 500 năm ánh sáng. Siêu tân tinh loại Ia trong vòng 1000 parsec (3300 năm ánh sáng) được cho là có khả năng ảnh hưởng đến Trái Đất.Sau vụ nổ siêu tân tinh, tàn dư của sao cho (IK Pegasi A) sẽ tiếp tục với vận tốc cuối cùng nó đạt được khi là thành viên trong hệ đôi có quỹ đạo nhỏ. Vận tốc trên quỹ đạo của nó có thể cao tới 100–200 km/s, khiến nó trở thành một trong những ngôi sao có vận tốc lớn trong Ngân Hà. Sao đồng hành IK Pegasi A có thể mất mát khối lượng trong vụ nổ, và sự có mặt của nó sẽ tạo ra một khoảng hở trong lớp bụi đang giãn nở từ sao lùn trắng. Từ đây, sao đồng hành cũng sẽ tiến hóa dần thành một sao lùn trắng trong tương lai. Vụ nổ siêu tân tinh sẽ tạo ra tàn dư với lớp vật liệu đang giãn nở và dần dần hòa nhập vào với môi trường liên sao.
qas: question: Tốc độ của IK Pegasus A có thể lên đến bao nhiêu?
answers: text: cao tới 100–200 km/s