Sao đồng hành IK Pegasi B là một sao lùn trắng. Đây là một trong những kết quả cuối cùng của tiến hóa sao và nó không còn sản sinh năng lượng nhờ phản ứng tổng hợp hạt nhân. Trong suốt thời gian còn lại, dưới những điều kiện thông thường, sao lùn trắng sẽ dần dần phát ra năng lượng dư thừa trong nó, chủ yếu dưới dạng bức xạ nhiệt, nó sẽ trở lên lạnh hơn và mờ đi trong hàng tỷ năm sau.[22]

Tiến hóa

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.[23] 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.[24] 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.[10]

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.[25][26][27]

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.[28] 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.[6]

Tinh vân Xoắn Ốc sinh ra từ sự tiến hóa hình thành một sao lùn trắng. Ảnh của NASA & ESA.

Trong một số trường hợp, sau khi lõi bên trong chứa ôxy-cacbon (hay ôxy-magiê-neon) hình thành, phản ứng tổng hợp nhiệt hạt nhân bắt đầu xảy ra tại hai lớp vỏ đồng tâm với vùng lõi bên trong; hiđrô được tổng hợp ở lớp ngoài cùng, và heli được tổng hợp tại lớp bao quanh lõi. Tuy nhiên, giai đoạn hai lớp vỏ này không ổn định, nó sẽ tạo ra những xung lượng nhiệt gây ra sự đại phóng thích vật chất từ lớp bên ngoài của sao.[29] Sự giải phóng vật chất hình thành một đám mây khổng lồ gọi là tinh vân hành tinh. Một phần nhỏ hiđrô trong lớp vỏ ngoài cùng bị đẩy ra bên ngoài ngôi sao, để lại tàn dư là sao lùn trắng với thành phần chủ yếu của lõi trong cùng.[30]

Thành phần và cấu trúc

Phần bên trong của IK Pegasi B có khả năng chứa toàn bộ là cacbon và ôxy; hay khả năng khác, nếu sao tổ tiên của nó từng trải qua giai đoạn tổng hợp cacbon, lõi của nó sẽ chứa ôxy và neon, bao quanh bởi lớp phủ giàu cacbon và ôxy.[31][32] Trong cả hai trường hợp, lớp bên ngoài của IK Pegasi B bị bao phủ bởi bầu khí quyển thuần túy hiđrô, và các nhà thiên văn phân loại nó vào lớp DA. Do có nguyên tử khối lớn hơn, mọi nguyên tử heli trong lớp khí quyển sẽ bị chìm bên dưới lớp hiđrô.[3] Ngôi sao đạt đến trạng thái cân bằng giữa áp suất suy biến electron—hiệu ứng của cơ học lượng tử giới hạn lượng vật chất có thể nén lại trong một thể tích—với lực hấp dẫn của bản thân ngôi sao.

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.

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.[nb 5] 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,[33] với giá trị bằng khoảng 0,60% bán kính Mặt Trời.[3] (Một nguồn khác cho giá trị 0,72%, nên vẫn có độ bất định trong kết quả.)[5] 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.[nb 6]

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.[3] 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.[nb 7]

Nhiệt độ bề mặt hiệu dụng của IK Pegasi B ước lượng khoảng 35.500 ± 1.500 K,[6] khiến nó trở thành nguồn bức xạ mạnh tia cực tím.[3][nb 8] 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.[34]