IK Pegasi
Dự báo tương lai tiến hóa sao

Trong bài báo năm 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett và David J. Stickland nhận ra khả năng hệ này sẽ tiến hóa thành siêu tân tinh loại Ia hoặc sao biến quang biến động lớn (cataclysmic variable). Nằm cách Trái Đất chỉ 150 năm ánh sáng, nó là ứng cử tiền sao siêu tân tinh gần Trái Đất nhất được biết đến. Tuy nhiên trong thời gian để hệ này tiến hóa tới trạng thái xảy ra vụ nổ siêu tân tinh, nó phải di chuyển một khoảng cách đáng kể đến Trái Đất và có khả năng không gây ra một mối đe dọa nào.
Đến một thời điểm trong tương lai, IK Pegasi A sẽ ngốn hết nhiên liệu hiđrô tại lõi và bắt đầu chuyển sang giai đoạn sao khổng lồ đỏ nằm ngoài dãy chính. Lớp phủ của sao khổng lồ đỏ có thể phát triển đến kích thước đáng kể, mở rộng gấp hàng trăm lần so với bán kính trước đó. Khi IK Pegasi A nở rộng đến điểm mà lớp phủ bề ngoài của nó chảy vào thùy Roche của sao đồng hành, một đĩa bồi tụ khí sẽ hình thành quanh sao lùn trắng IK Pegasi B. Đĩa khí này chứa chủ yếu là hiđrô và heli, nó sẽ rơi dần vào bề mặt của sao lùn trắng. Sự chuyển khối lượng giữa hai sao này làm cho quỹ đạo của chúng co lại.
Trên bề mặt của sao lùn trắng, khí bồi tụ sẽ bị nén lại và nóng lên. Tại điểm khí bồi tụ có thể đạt đến điều kiện cần thiết cho sự tổng hợp hạt nhân diễn ra, và hệ quả là xảy ra phản ứng giải phóng nhiệt (thermal runaway) đẩy lượng khí ra xa bề mặt. Đây chính là vụ nổ sao mới (tái diễn) —sao biến quang biến động lớn—và độ sáng của sao lùn trắng nhanh chóng tăng lên vài cấp chỉ trong vài ngày hoặc vài tháng. Một ví dụ của hệ sao như thế là RS Ophiuchi; đây là hệ chứa một sao khổng lồ đỏ và sao lùn trắng đồng hành. RS Ophiuchi đã bùng nổ thành sao mới (tái diễn) ít nhất 6 lần, mỗi lần nó bồi tụ khối lượng hiđrô đến giới hạn cần thiết cho sự tổng hợp hạt nhân gây ra vụ nổ giải phóng nhiệt.
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 oxy, neon và magnesi, 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-oxy, 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.
So sánh kích thước giữa IK Pegasi A (trái), B (phía dưới) và Mặt Trời (phải).
Tinh vân Xoắn Ốc sinh ra từ sự tiến hóa hình thành một sao lùn trắng. Ảnh của NASA & ESA.
Biểu đồ thể hiện bán kính sao lùn trắng tính theo lý thuyết so với khối lượng. Đường màu xanh lá cây tương ứng với mô hình khí electron tương đối tính.
Ảnh từ kính Hubble chụp sao xung lớp AGB Mira. Ảnh của NASA.
Minh họa sao lùn trắng đang bồi tụ khí từ sao đồng hành lớn hơn. Ảnh của NASA.
Minh họa bùng nổ siêu tân tinh của IK Pegasi B