페가수스자리 IK 문서 원본 보기

{{위키데이터 속성 추적}}
{{알찬 글}}
{{항성 정보
| 이름 = 페가수스자리 IK
| 그림 = Size IK Peg.svg|섬네일|IK Peg
| 그림설명 = 쌍성인 IK 페가수스. A가 왼쪽에 있는 푸른 별이고, B가 아래쪽에 있는 아주 작은 흰 별이다. 태양은 오른쪽에 있는 노란색 별이다.
| 별자리 = [[페가수스자리]]
| 겉보기등급 = 6.078<ref name="simbad"/>
| 적경 = 21시 26분 26.6624초<ref name="simbad">{{인용| title=SIMBAD Query Result: HD 204188 -- Spectroscopic binary | publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | work=SIMBAD | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+204188 | accessdate=2009-01-02 }} — ''Note:'' some results were queried via the "Display all measurements" function on the web page.</ref>
| 적위 = +19° 22′ 32.304″<ref name="simbad" />
| 거리 = 150 ± 5 [[광년|ly]]<br />
(46 ± 2 [[파섹|pc]] 21.72 ± 0.78)
| 연주시차 = 21.72 ± 0.78 각분<ref name="simbad" />
| 분광형 = A8m:<ref name="apj221" />/DA<ref name="mnras270" />
| 질량 = 1.65<ref name="mnras267"/>/1.15 {{태양질량}}<ref name="pasp105"/>
| 크기 = 1.6<ref name="mnras267" />/0.006 {{태양반경}}<ref name="mnras270"/>
| 표면 중력 = 4.25<ref name="mnras267" />/8.95<ref name="mnras270" />
| 광도 = 8.0/0.12 {{태양광도}}{{#tag:ref|다음과 같다:
:<math>\begin{smallmatrix} \frac{L}{L_{sun}} = \left ( \frac{R}{R_{sun}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sun}} \right )^4 \end{smallmatrix}</math>
''L''은 광도이고 ''R''은 반경이며 ''T<sub>eff</sub>''는 유효온도이다.<ref>{{웹 인용 | 성=Krimm | 이름=Hans | 날짜=1997-08-19 | url=http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html | 제목=Luminosity, Radius and Temperature | 출판사=Hampden-Sydney College |확인날짜=2007-05-16 | 보존url=https://web.archive.org/web/20030508233052/http://ceres.hsc.edu/homepages/classes/astronomy/spring99/Mathematics/sec20.html | 보존날짜=2003-05-08 | url-status=dead }}</ref>|group="주"}}
| 색지수 = 
| 표면온도 = 7700<ref name="nras278">{{저널 인용
  | 저자=B. Smalley, K. C. Smith, D. Wonnacott, C. S. Allen
  | 제목=The chemical composition of IK Pegasi
  | 저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  | 연도=1996 | volume=278 | issue=3 | 쪽=688 ~ 696
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.278..688S }}</ref>/35500<ref name="pasp105">{{저널 인용
  | 저자=Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P.
  | 제목=The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638
  | 저널=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
  | 연도=1999 | volume=105 | issue=690 | 쪽=841 ~ 847
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L
  | 확인날짜=2007-02-04
  | doi=10.1086/133242 }}</ref> [[켈빈|K]]
| 절대등급 = 2.762 {{#tag:ref|절대등급 ''M<sub>v</sub>''는 다음과 같이 구해진다:
:<math>\begin{smallmatrix} M_v = V + 5(\log_{10} \pi + 1) = 2.762 \end{smallmatrix}</math>
''V''는 실시등급이고 ''π''는 시차이다.<ref>{{서적 인용| 성=Roger John | 이름=Tayler | 연도=1994 | 제목=The Stars: Their Structure and Evolution | url=https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311 | 출판사=Cambridge University Press | 쪽=[https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311/page/n24 16] | isbn=0521458854 }}</ref>|group="주"}}
| 절대등급감마 =
| 절대등급태양계 =
| 행성 수 = 
| 동반성 수 = 1
| 중원소 함량 = 
| 나이 = 5 ~ 60&nbsp;×&nbsp;10<sup>7</sup><ref name="mnras267" />
| 다른 이름 =
}}
'''페가수스자리 IK'''(<small>[[바이어 명명법]]</small> : IK Pegasi) 또는 '''HR 8210'''은 [[페가수스자리]]에 있는 [[쌍성]][[항성계|계]]이다. 맨눈으로 관측할 수 있을 정도로 밝으며, [[태양계]]에서 150 [[광년]]정도 떨어져있다.

페가수스자리 IK A는 [[A형 주계열성]]이며, [[광도]]가 맥동하는 [[방패자리 델타형 변광성]]이다.<ref name="mnras267">{{저널 인용
  | 저자=D. Wonnacott, B. J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd
  | 제목=Pulsational Activity on Ik-Pegasi
  | 저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  | 연도=1994 | volume=267 | issue=4 | 쪽=1045–1052
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.267.1045W
  | 확인날짜=2007-04-14 }}</ref> 동반성인 페가수스자리 IK B는 무거운 [[백색 왜성]], 즉 [[항성 진화]]의 끝에 다다라서 [[핵융합]]을 통해 에너지를 더 이상 생산해 낼 수 없는 항성이다. 두 별이 서로를 공전하는 주기는 21.7일이며, 둘 사이의 평균 거리는 3,100만 킬로미터(0.21 [[천문단위|AU]]<ref group="주">1 AU는 태양~지구 사이의 거리이다.</ref>)로 [[태양]]과 [[수성]] 사이 거리보다 가깝다.

페가수스자리 IK B는 [[초신성]]이 될 가능성이 있는 [[항성]]들 가운데 태양계에서 가장 가깝다. IK A가 [[적색 거성]]으로 진화하기 시작할 때쯤이면, IK A의 반지름이 커지고 IK A의 팽창된 기체 외피층이 IK B에 [[강착]]될 것으로 추측된다. 그렇게 되면 IK B는 [[찬드라세카르 한계]]인 1.44 {{태양질량}}에 도달하여 폭발이 일어나 [[Ia형 초신성]]이 될 것이다.<ref name="mnras262">{{저널 인용
 | 저자=Wonnacott, D.; Kellett, B. J.; Stickland, D. J.
 | 제목=IK Peg - A nearby, short-period, Sirius-like system
 | 저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | 연도=1993
 | volume=262
 | issue=2
 | 쪽=277–284
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.262..277W
 | 확인날짜=2007-05-15 }}</ref>

== 관측 ==
이 항성계는 1862년에 《[[소천성표|본소천성표]]》({{llang|de|''Bonner Durchmusterung''}}<ref group="주">《본소천성표》는 1859년부터 1903년까지 [[본]] 천문대에서 작성한 [[소천성표]]이다. - [http://cdsweb.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=I/122 Bonner Durchmusterung] {{웹아카이브|url=https://web.archive.org/web/20070410023108/http://cdsweb.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=I%2F122#}} at VizieR Service, Centre de Données astronomiques de Strasbourg</ref>)에서 “BD&nbsp;+18°4794B”라는 이름을 받았다. 이후 1908년에는 [[에드워드 찰스 피커링|피커링]]이 《[[밝은 별 목록|개정 하버드 광도측정성표]]》(''Harvard Revised Photometry Catalogue'')에 “HR 8210”라는 이름으로 기재했다.<ref>{{저널 인용
  | 성 = Pickering | 이름 = Edward Charles
  | 제목=Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4-inch (100 mm) meridian photometers
  | 저널=Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College
  | 연도=1908 | volume=50 | 쪽=182
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1908AnHar..50....1P
  | 확인날짜=2007-05-14 }}</ref> 이후 [[프리드리히 빌헬름 아르겔란더]]가 [[아르겔란더 명명법]]에 따라 "페가수스자리 IK"라고 이름붙였으며, 현재 이 명칭이 보편적으로 사용된다.

이 항성의 분광 사진 연구에서 [[쌍성|쌍성계]] 특유의 [[흡수선]] 편이가 나타났다. 이 편이는 계를 구성하는 항성들이 관측자의 방향으로 다가왔다가 뒤로 물러나면서 흡수선의 파장에 [[도플러 효과]]가 발생할 때 생겨난다. 천문학자들은 이 편이를 측정함으로써 적어도 하나의 항성에 대한 상대적인 궤도 속도를 정할 수 있다.<ref>{{웹 인용 | 저자=Staff
 | url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html
 | 제목=Spectroscopic Binaries
 | 출판사 =University of Tennessee
 | 확인날짜=2007-06-09 }}</ref> 1927년, 캐나다의 천문학자 [[윌리엄 에드문드 하퍼]]가 이 방법을 사용, 페가수스자리 IK의 단선분광쌍성 주기를 측정하고 21.724 일이라는 결과를 얻었다. 또한 하퍼는 [[궤도이심률]]을 0.027로 추측했다(후에 추정된 결과는 거의 0에 가까웠으며, 이것은 궤도가 원형이라는 것을 뜻한다).<ref name="mnras262" /> 속도 진폭은 41.5&nbsp;km/s로 측정되었는데, 이 값은 태양계를 향한 시선에서 페가수스자리 IK A의 최대 속도이기도 하다.<ref>{{저널 인용
  | 성 = Harper | 이름 = W. E.
  | 제목=The orbits of A Persei and HR 8210
  | 저널=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory
  | 연도=1927 | volume=4 | 쪽=161–169
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1927PDAO....4..161H
  | 확인날짜=2007-05-14 }}</ref>

페가수스자리 IK 계까지의 거리는 [[지구]]가 태양 주위를 공전하면서 별의 위치가 변하는 것처럼 보이는 [[연주 시차]]를 관측하여 측정할 수 있다. [[히파르코스 (인공위성)|히파르코스 우주선]]은 매우 정밀한 측정으로 페가수스자리 IK까지의 거리를 약 150 [[광년|ly]](정확도 ±5 ly)으로 추측해 냈다.<ref>{{저널 인용
  | 저자=M. A. C. Perryman, L. Lindegren, J. Kovalevsky, E. Hoeg, U. Bastian, P. L. Bernacca, M. Crézé, F. Donati, M. Grenon, F. van Leeuwen, H. van der Marel, F. Mignard, C. A. Murray, R. S. Le Poole, H. Schrijver, C. Turon, F. Arenou, M. Froeschlé, C. S. Petersen
  | 제목=The HIPPARCOS Catalogue
  | 저널=Astronomy and Astrophysics | 연도=1997 | volume=323
  | 쪽=L49–L52
  | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1997A&A...323L..49P
  | 확인날짜=2007-05-14 }}</ref> 또한 히파르코스는 페가수스자리 IK 계의 [[고유 운동]]을 측정했다. 고유 운동이란 항성이 우주 공간을 이동하기 때문에 생기는 작은 각운동이다.

[[파일:Location of IK Pegasi.png|프레임|성도에서 페가수스자리 IK의 위치.]]
이 항성계의 거리와 고유 운동의 조합을 이용해 페가수스자리 IK의 횡방향속도가 16.9&nbsp;km/s로 측정되었다.{{#tag:ref|알짜 고유 운동은 다음과 같다:
:<math>\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 77.63\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;mas/y.
여기서 <math>\mu_\alpha</math>와 <math>\mu_\delta</math>는 각각 적경과 적위의 고유 운동의 분력이다. 이에 따른 횡방향속도는 다음과 같다:
:<math>\begin{smallmatrix} V_t = \mu \cdot 4.74 d\,(\operatorname{pc}) = 16.9\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;km.
여기서 <math>d</math>는 거리로, 단위는 [[파섹]]이다.<ref>{{웹 인용 | 1= | 성=Majewski | 이름=Steven R. | 연도=2006 | url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | 제목=Stellar Motions | 출판사=University of Virginia |확인날짜=2007-05-14 | 보존url=https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | 보존날짜=2012-01-25 | url-status=dead }}</ref>|group="주"}} 세 번째로 태양에서 바라본 [[시선 속도]]는 항성스펙트럼의 평균 [[적색 편이]](또는 [[청색 편이]])를 이용해 계산할 수 있다. 《윌슨 시선 속도 항성 목록》(''General Catalogue of Stellar Radial Velocities'')에는 이 항성계의 시선 속도가 -11.4&nbsp;km/s로 등재되어 있다.<ref>{{서적 인용
  | 성=Wilson | 이름=Ralph Elmer | 연도=1953
  | 제목=General catalogue of stellar radial velocities
  | 출판사=Carnegie Institution of Washington
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953QB901.W495.....
  | 확인날짜=2007-05-14 }}</ref> 두 값을 조합하면 태양에 대한 상대적 공간 속도는 20.4&nbsp;km/s로 얻어진다.<ref group="주">[[피타고라스의 정리]]에 의해 알짜 속도는 다음과 같다:

:<math>\begin{smallmatrix} V = \sqrt{{V_r}^2 + {V_t}^2} = \sqrt{11.4^2 + 16.9^2} = 20.4\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;km/s.
여기서 <math>V_r</math>는 시선 속도이고, <math>V_t</math>는 횡방향속도이다.</ref>

[[허블 우주 망원경]]이 쌍성계를 구성하는 두 항성을 각각 촬영하려 했지만 두 항성의 거리가 너무 가까워 [[분해능|구별]]할 수 없었다.<ref>{{서적 인용
  | 저자=Burleigh, M. R.; Barstow, M. A.; Bond, H. E.; Holberg, J. B.
  | 편집자=Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; MacDonald, J.; Goodchild, S.
  | 제목 = Resolving Sirius-like Binaries with the Hubble Space Telescope
  | booktitle = Proceedings 12th European Workshop on White Dwarfs
  | 쪽 = 222 | 출판사 = Astronomy Society of the Pacific
  | 날짜 = 1975-07-28 ~ 1975-08-01 | 위치 = San Francisco
  | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..226..222B
  | 확인날짜 = 2007-02-27 |ISBN=1-58381-058-7 }}</ref> 1998년에는 [[극자외선 탐사선|극자외선 우주 망원경]]을 이용한 보다 정확한 관측으로 궤도 주기를 21.72168 ± 0.00009 일로 계산해냈다.<ref name="apj502">{{저널 인용
 |저자       = Vennes, S.; Christian, D. J.; Thorstensen, J. R.
 |제목       = Hot White Dwarfs in the Extreme-Ultraviolet Explorer Survey. IV. DA White Dwarfs with Bright Companions
 |저널       = The Astrophysical Journal
 |연도       = 1998
 |volume       = 502
 |issue        = 2
 |쪽          = 763–787
 |url          = http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/305926
 |확인날짜 = 2008-09-16
 |doi          = 10.1086/305926
}}{{깨진 링크|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/305926 }}</ref> 이 항성계의 [[궤도면]] [[궤도 경사|경사각]]은 지구에서 보았을 때 거의 90°에 가까울 것으로 추측된다. 만약 그렇다면 [[식 (천문)|식]]을 관측할 수도 있을 것이다.<ref name="pasp105" />

[[천구]]에서 페가수스자리 IK 계의 적경과 적위는 각각 21시 26분 26.6624초, +19° 22′ 32.304″이다.<ref name="simbad" />

== 페가수스자리 IK A ==
[[헤르츠스프룽-러셀 도표]](HR 도표)는 항성의 [[색지수]]에 대한 [[광도]]를 정리한 도표이다. 페가수스자리 IK A는 현재 [[주계열성]]의 상태에 있다. 주계열성이란 HR 도표 상에서 거의 선형의 그룹을 이루고 있으며, 수소 핵융합을 하는 항성을 가리키는 용어다. 그와 동시에 페가수스자리 IK A는 HR 도표 상에서 거의 수직인 좁은 띠 위에 존재하며, 이 띠를 [[불안정띠]]라고 한다. 이 띠 위에 존재하는 항성들은 일관적으로 진동하여 항성의 광도에 주기적인 맥동을 일으킨다.<ref name="araa33">{{저널 인용
  | 저자=A. Gautschy, H. Saio
  | 제목=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1
  | 저널=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
  | 연도=1995 | volume=33 | 쪽=75–114
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G
  | 확인날짜=2007-05-14
  | doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 }}</ref>

[[파일:Size IK Peg.png|오른쪽|320px|섬네일|페가수스자리 IK A(왼쪽)와 B(중간 아래) 그리고 [[태양]](오른쪽)의 상대적인 크기.<ref>별의 색깔에 대한 설명은 여기를 보시오: {{웹 인용|날짜=2004-12-21|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|제목=The Colour of Stars|출판사=Australia Telescope Outreach and Education|accessdate=2007-09-26|보존url=https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|보존날짜=2012-03-10|url-status=dead}}</ref>]]
맥동이 일어나는 까닭은 항성의 외부 [[대기]] 중 일부가 특정 원소들의 불완전한 [[이온화]]로 인해 광학적으로 [[광학 밀도|두꺼워]] 지기 때문이다. 이를 카파 메커니즘(''κ''-mechanism)이라고 한다. 카파 메커니즘에 관여하는 원자들은 [[전자]]를 잃고 이온화 하면서 증가한 에너지를 흡수하는 것으로 보인다. 에너지를 흡수하면 온도가 높아져서 가스가 팽창하였다가, 이온화 정도가 떨어지고 에너지를 잃게 되면 냉각되어 다시 줄어든다. 이러한 순환으로 인해 항성의 대기는 주기적으로 맥동하고, 광도도 변화하게 된다.<ref name="araa33" />

주계열을 가로지르는 불안정띠에 위치한 항성들을 [[방패자리 델타 변광성]]이라고 부르는데, 변광성인 [[방패자리 델타]]가 이 부류의 전형적인 예이기 때문이다. 방패자리 델타 변광성은 일반적으로 [[항성 분류|분광계급]] A2에서 F8까지, 항성광도계급은 III([[준거성]])에서 V([[주계열성]])까지 분포해 있다. 이 부류의 변광성들은 0.025 ~ 0.025의 맥동률을 가지는 단주기 변광성이다. 방패자리 델타 변광성은 태양의 구성 원소와 비슷한 성분이 풍부하며([[중원소 함량]]의 [[중원소 함량#항성종족 I 1|항성종족 1]] 참조) 질량은 1.5 ~ 2.5&nbsp;{{태양질량}}이다.<ref>{{웹 인용 | 1 =  | 성 = Templeton | 이름 = Matthew | 연도 = 2004 | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml | 제목 = Variable Star of the Season: Delta Scuti and the Delta Scuti variables | 출판사 = AAVSO | accessdate = 2007-01-23 | 보존날짜 = 2004-10-28 | archive-url = https://web.archive.org/web/20041028005203/http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml | url-status = dead }}</ref> 페가수스자리 IK A의 맥동률은 하루에 22.9회(0.044일동안 1회)로 측정되었다.<ref name="mnras267" />

천문학자들은 [[헬륨]]보다 큰 [[원자 번호]]를 가진 [[화학 원소]]의 존재도로 항성의 [[중원소함량]]을 결정한다. 항성의 대기를 [[분광학|분광 분석]]하여 얻어낸 것을 계산된 항성 모형들에서 기대되는 값과 비교하여 측정한다. 페가수스자리 IK A의 경우, 예상 금속 존재도는 [M/H]&nbsp;=&nbsp;+0.07&nbsp;±&nbsp;0.20이다. 이 값은 수소(H)에 대한 금속 원소들(M)의 비율의 [[로그|대수]]에서 태양의 금속 비율의 대수를 빼서 구한다. 만약 항성의 금속 존재도가 태양의 것과 일치하면 이 값은 0 이 된다. 대수 값이 0.07인 경우 실제 금속 비율은 1.17에 해당한다. 즉, 태양의 금속 비율을 1로 하였을 때, 태양보다 금속 원소가 약 17% 더 많다.<ref name="mnras267" /> 그러나 이러한 계산은 오차 범위가 상대적으로 크다는 문제점이 있다.

페가수스자리 IK A같은 A형 주계열성의 스펙트럼에서는 393.9 [[나노미터|nm]] 파장에서 나타나는 이온화된 [[칼슘]]의 K선 등 이온화된 금속들의 흡수선과 함께 수소의 [[발머선]]이 두드러지게 나타난다.<ref>{{웹 인용
 | 성=Smith | 이름=Gene | 날짜=1999-04-16
 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | 제목=Stellar Spectra
 | 출판사=University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences
 | 확인날짜=2007-05-19 }}</ref> 페가수스자리 IK A의 스펙트럼은 "한계 Am"(Am:)으로 분류되는데, 이것은 분광형이 A형 항성의 분광 특징을 나타내지만 가장자리에 금속선이 나타난다는 것을 의미한다. 즉, 이 항성의 대기는 일반적인 금속 동위 원소의 흡수선보다 약간(하지만 이례적으로) 더 잘 나타난다.<ref name="apj221">{{저널 인용
  | 성= Kurtz | 이름 = D. W.
  | 제목=Metallicism and pulsation - The marginal metallic line stars
  | 저널=Astrophysical Journal
  | 연도=1978 | volume=221 | 쪽=869–880
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...221..869K
  | 확인날짜=2007-05-14
  | doi=10.1086/156090 }}</ref> Am 분광형의 항성은 일반적으로 질량이 비슷한 항성들이 쌍성계를 이루고 있는 것들인데, 페가수스자리 IK도 그러하다.<ref>{{저널 인용
  | 저자=J. G. Mayer, J. Hakkila
  | 제목=Photometric Effects of Binarity on AM Star Broadband Colors
  | 저널=Bulletin of the American Astronomical Society
  | 연도=1994 | volume=26 | 쪽=868
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M
  | 확인날짜=2007-05-14 }}</ref>
A형 분광형의 항성들은 태양보다 뜨겁고 무겁다. 그러나 주계열상에 머무르는 기간은 그만큼 짧아져 결과적으로 수명이 태양보다 짧다. 1.65 {{태양질량}}의 페가수스자리 IK A와 비슷한 질량을 가진 항성이 주계열성의 상태로 머무르는 기간은 2 ~ 3 × 10<sup>9</sup> 년 정도로, 현재 태양 나이의 절반 정도이다.<ref>{{웹 인용|
  | 저자=Anonymous | 연도 = 2005
  | url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html
  | 제목 = Stellar Lifetimes
  | 출판사 = Georgia State University
  | 확인날짜 = 2007-02-26 }}</ref>

질량의 측면에서 보면, 상대적으로 젋은 [[알타이르]]가 페가수스자리 IK A와 비슷한 항성 중 태양에서 가장 가까이 있는 항성이다. 알타이르의 질량은 약 1.7 {{태양질량}}이다. 전체 쌍성계는 근처의 시리우스 항성계와 몇가지 유사점이 있는데, 시리우스도 A형 항성과 백색 왜성이 쌍성계를 이루고 있다. 하지만 시리우스 A가 페가수스자리 IK A보다 질량이 더 나가고 동반성의 궤도도 반장축이 20 AU로 더 크다.

== 페가수스자리 IK B ==
IK A의 동반성은 고밀도의 [[백색 왜성]]이다. 이 부류의 항성체는 항성 진화상에서 수명의 끝에 다다른 별이며, 더 이상 [[핵융합]]을 이용해 에너지를 생성하지 못한다. 대신 통상의 백색 왜성은 꾸준히 저장된 열과 같은 초과 에너지를 방출하고 있으며 그 결과 수십억 년의 세월에 걸쳐 서서히 식고 어두워져 간다.<ref>{{웹 인용
 | 저자=Staff | 제목=White Dwarfs & Planetary Nebulas
 | 날짜=2006-08-29
 | url =http://chandra.harvard.edu/xray_sources/white_dwarfs.html
 | 출판사 =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | 확인날짜 = 2007-06-09 }}</ref>

=== 항성 진화 ===
중소 질량(11 [[태양질량|M<sub>☉</sub>]] 이하)의 항성들은 대부분 [[핵융합]] 연로를 모두 소진하고 [[백색 왜성]]으로서 그 최후를 맞이한다.<ref>{{저널 인용
 | 저자=Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.
 | 제목=§3, How Massive Single Stars End Their Life
 | 저널=Astrophysical Journal
 | 연도=2003 | volume=591 | issue=1 | 쪽=288–300
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H
 | 확인날짜=2007-08-14
 | doi=10.1086/375341 }}</ref> 항성들은 일생 대부분을 [[주계열성]] 상태에서 에너지를 소비한다. 주계열 상태에서 보내는 시간은 항성의 질량에 따라 결정되어, 질량이 증가할수록 수명은 감소한다.<ref>{{웹 인용|
 | 성 = Seligman
 | 이름 = Courtney
 | 연도=2007
 | url =http://cseligman.com/text/stars/mldiagram.htm
 | 제목 =The Mass-Luminosity Diagram and the Lifetime of Main-Sequence Stars
 | 확인날짜 = 2007-05-14
}}</ref> 요컨대 페가수스자리 IK B가 동반성 A보다 먼저 백색 왜성으로 진화하기 위해서는 B의 질량이 A보다 컸어야 한다. 페가수스자리 IK B의 옛날 질량은 6 ~ 10 M<sub>☉</sub> 정도였을 것으로 추측된다.<ref name="mnras262" />

[[파일:IK Pegasi animated.gif|프레임|적색 거성으로 부풀어올라 동반성을 일시적으로 집어삼키는 페가수스자리 IK B.]]
페가수스자리 IK B의 원형 별은 핵의 수소 연료를 모두 소모하고 [[적색 거성]]으로 진화했다. 핵의 안쪽은 중심핵을 둘러싼 껍질에서 수소 핵융합이 일어날 때까지 찌그러들었다. 온도가 올라감에 따라 항성의 외피는 주계열성 때의 반지름의 백여 배로 부풀어올랐고, 이후 핵이 헬륨 핵융합이 일어날 수 있는 온도와 압력에 도달한 항성은 짜부라들어 H-R 도표상에서 거의 수평한 선을 이루는 항성들의 범주인 [[수평가지|수평가지항성]](HB)으로 변했다. 헬륨 핵융합의 결과 핵에는 탄소와 산소가 쌓였다. 핵의 헬륨마저 모두 소모되고 항성은 [[점근 거성 가지|점근거성가지항성]](AGB, H-R 도표에서 오른쪽 위에 위치한다)으로 변화했다. 만약 항성의 질량이 충분했다면 [[탄소 연소 과정|탄소 핵융합]]이 일어나 [[산소]], [[네온]], [[마그네슘]]을 만들어냈을 것이다.<ref name="evolution">{{웹 인용
 | 저자=Staff
 | 날짜 =2006-08-29
 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html
 | 제목=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction
 | 출판사=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | 확인날짜= 2006-08-10
}}</ref><ref>{{웹 인용
 | 성= Richmond | 이름 = Michael | 날짜 =2006-10-05
 | url =http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 | 제목=Late stages of evolution for low-mass stars
 | 출판사=Rochester Institute of Technology
 | 확인날짜 = 2007-06-07 }}</ref><ref>{{웹 인용
 | 성 = Darling | 이름 = David
 | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html
 | 제목=Carbon burning
 | 출판사=The Internet Encyclopedia of Sciencs
 | 확인날짜=2007-08-15 }}</ref>

적색 거성이나 AGB 항성의 외피는 태양의 수백배까지 부풀어 오르는데, AGB 항성 [[미라 (항성)|미라]]의 경우 그 반지름이 약 5 × 10<sup>8</sup> km (3 AU)나 된다.<ref>{{웹 인용
  | 저자=Savage, D. Jones, T.; Villard, Ray; Watzke, M.
  | 날짜 = 1997-08-06
  | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/
  | 제목= Hubble Separates Stars in the Mira Binary System
  | 출판사 = HubbleSite News Center | 확인날짜 = 2007-03-01 }}</ref> 이 수치는 현재 페가수스자리 IK를 구성하는 두 항성 A와 B 사이의 평균 거리의 범위를 훨씬 넘어서기 때문에 이 기간동안 두 항성은 외피층을 공유했을 것이다. 그 결과, 페가수스자리 IK A의 외부 대기의 동위원소들이 강화되었을 것이다.<ref name="pasp105"/>

[[파일:NGC7293 (2004).jpg|오른쪽|섬네일|[[나선 성운]]은 항성이 백색 왜성으로 진화하면서 형성되었다.<br />[[미국 항공우주국|NASA]] & [[유럽 우주국|ESA]] 사진]]
산소-탄소(또는 산소-마그네슘-네온)의 핵이 형성되고 얼마 뒤 핵을 중심으로 두 개의 껍질부에서 열핵반응융합이 일어난다. 수소는 가장 바깥쪽의 껍질에서 불타기 시작하고, 핵의 주위에서는 헬륨이 핵융합을 일으킨다. 그러나 이 이중 껍질 단계는 불안정하기 때문에 열적 펄스<ref group="주">적색 거성의 껍질부에서 삼중 알파 반응에 의해 갑자기 많은 양의 에너지가 방출되는 현상.</ref>를 일으키고, 그 결과 항성의 외피층에서 대량의 물질 분출이 일어난다.<ref>{{저널 인용
 | 저자=Oberhummer, H.; Csótó, A.; Schlattl, H.
 | 제목=Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe
 | 저널=Science | 연도=2000 | volume=289
 | issue=5476 | 쪽=88 ~ 90
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88
 | 확인날짜=2007-06-07
 | doi=10.1126/science.289.5476.88
 | pmid=10884230 }}</ref> 분출된 물질들은 막대한 양의 물질구름을 형성하는데, 이것을 [[행성상 성운]]이라고 부른다. 수소 외피의 일부 파편을 제외한 모든 물질들이 항성에서 날아가고, 원래 핵을 구성했던 찌꺼기들이 남아 [[백색 왜성]]이 된다.<ref name="apjs76">{{저널 인용
  | 성 = Iben | 이름 = Icko, Jr.
  | 제목=Single and binary star evolution
  | 저널=Astrophysical Journal Supplement Series
  | 연도=1991 | volume=76 | 쪽=55 ~ 114
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I
  | 확인날짜=2007-03-03
  | doi=10.1086/191565 }}</ref>

=== 구성과 구조 ===
페가수스자리 IK B의 내부는 거의 모두가 [[탄소]]와 [[산소]]로 이루어진 것 같다. 또는 B가 진화과정에서 [[탄소 연소 과정|탄소 연소]]를 거쳤다면 산소와 [[네온]]의 핵과 함께 탄소와 산소로 이루어진 맨틀을 가지고 있을 것이다.<ref>{{저널 인용
 | 저자=Gil-Pons, P.; García-Berro, E.
 | 제목=On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems
 | 저널=Astronomy and Astrophysics | year=2001
 | volume=375 | pages=87–99
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001astro.ph..6224G
 | 확인날짜=2007-05-15
 | doi=10.1051/0004-6361:20010828 }}</ref><ref>{{저널 인용
 |저자       = Woosley, S. E.; Heger, A.
 |제목       = The Evolution and Explosion of Massive Stars
 |저널       = Reviews of Modern Physics
 |연도       = 2002
 |volume       = 74
 |issue        = 4
 |쪽          = 1015–1071
 |url          = http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf
 |형식       = PDF
 |accessdate   = 2007-05-30
 |doi          = 10.1103/RevModPhys.74.1015
 |보존url    = https://web.archive.org/web/20070929091739/http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf
 |보존날짜 = 2007-09-29
 |url-status = dead
}}</ref> 둘 중 어느 경우든 IK B는 [[항성 분류]]상에서 [[항성 분류#백색 왜성|DA]]형으로 분류되기 때문에 가장 바깥층에 거의 순수한 [[수소]]로 이루어진 대기층이 있을 것이다. 또한 높은 [[원자 질량]] 때문에 외피부의 [[헬륨]]은 수소층 아래로 가라앉아 있는 것으로 보인다.<ref name="mnras270">{{저널 인용
  | 저자=Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Koester, D.
  | 제목=Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi
  | 저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  | 연도=1994
  | volume=270
  | issue=3
  | 쪽=516
  | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B
  | 확인날짜=2007-05-15 }}</ref> [[전자 축퇴압]]은 주어진 부피 속에 채워질 수 있는 물질의 양을 제한하는 양자역학적 효과로, 이 힘이 IK의 전체 질량을 유지시키고 있다.

[[파일:ChandrasekharLimitGraph ko.svg|왼쪽|380px|섬네일|이 도표는 이론상의 백색 왜성의 반경과 질량의 관계를 나타낸다. 녹색 곡선은 [[특수 상대성 이론|상대론적]] 전자 가스 모델이다.]]
페가수스자리 IK B의 질량은 약 1.15 [[태양질량|M<sub>☉</sub>]]으로 추측되며, 이는 백색 왜성 중에서도 질량이 큰 편이다.{{#tag:ref|백색 왜성들의 평균 질량은 0.58 M<sub>☉</sub> 근처에 좁게 분포되어 있다.<ref>{{저널 인용| 저자=Holberg, J. B.; Barstow, M. A.; Bruhweiler, F. C.; Cruise, A. M.; Penny, A. J. | 제목=Sirius B: A New, More Accurate View | 저널=The Astrophysical Journal | 연도=1998 | volume=497 | issue=2 | 쪽=935–942 | url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/497/2/935/36707.html | 확인날짜=2007-05-15 | doi=10.1086/305489 }}</ref> 1 M<sub>☉</sub> 이상의 질량을 갖는 백색 왜성들은 전체 백색 왜성의 2%에 불과하다.|group="주"}} 아직 그 반지름을 정확히 관측한 바는 없지만 백색 왜성의 질량과 반경 사이의 이론적 관계를 통해 [[태양반경]]의 약 0.6%([[지구반경]]의 66%)로<ref name="mnras270" /> 추측해낼 수 있다.([[태양반경]]의 0.72%라는 연구결과도 있기 때문에 이 결과에는 어느 정도의 오차가 포함된 것으로 보인다)<ref name="mnras267" /><ref>{{웹 인용
 | url = http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition
 | 제목 =Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition
 | 출판사 =ScienceBits
 | 확인날짜 = 2007-05-15 }}</ref> 따라서 이 항성은 지구보다 작은 부피에 태양보다 큰 질량이 쑤셔넣어져 있으며 그 결과 극도의 고[[밀도]] 환경이 형성된다.<ref group="주"><math>\begin{smallmatrix} R_{\star} = 0.006 \cdot (6.96 \times 10^8)\,\mbox{m}\;\approx 4,200\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;km.</ref>

육중하고 조밀한 백색 왜성은 매우 큰 표면 중력을 형성한다. 천문학자들은 중력의 [[상용로그]]를 취해 그 값을 [[CGS 단위계]]로 나타내 log ''g''라고 한다. 페가수스자리 IK B의 log ''g''는 8.95이다.<ref name="mnras270" /> 그에 비해 지구의 log ''g''는 2.99이다. 즉, 페가수스자리 IK의 표면 중력은 지구의 중력의 90만 배 이상에 달한다.<ref group="주">지구의 표면 중력은 9.780&nbsp;m/s<sup>2</sup>, 또는 cgs 단위계로 978.0&nbsp;cm/s<sup>2</sup>이다. 고로:

:<math>\begin{smallmatrix} \log\ \operatorname{g}=\log\ 978.0=2.99 \end{smallmatrix}</math>
중력의 대수값의 비율은 8.95 - 2.99 = 5.96. 고로:

:<math>\begin{smallmatrix} 10^{5.96} \approx 912,000 \end{smallmatrix}</math></ref>

페가수스자리 IK B의 표면 온도는 약 35,500 ± 1,500 K으로 추측되며,<ref name="pasp105" /> 강력한 [[자외선]] 복사를 내보내고 있다.<ref name="mnras270" /><ref group="주">[[빈의 변위법칙]]에 따르면, 이 온도에서 [[흑체]]의 최대 방사 [[파장]]은:

:<math>\begin{smallmatrix} \lambda_b = (2.898 \times 10^6 \operatorname{nm\ K})/(35,500\ \operatorname{K}) \approx 82\, \end{smallmatrix}</math>&nbsp;nm
으로, [[전자기 스펙트럼]]의 원자외선 부분에 해당한다.</ref> 정상적인 상태가 지속되면 이 백색 왜성은 수십억 년 이상의 기간동안 식어갈 것이며 반지름은 거의 변하지 않은 상태로 남을 것이다.<ref>{{웹 인용
 |성          = Imamura
 |이름       = James N.
 |날짜       = 1995-02-24
 |url          = http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html
 |제목       = Cooling of White Dwarfs
 |출판사    = University of Oregon
 |확인날짜 = 2007-05-19
 |archiveurl   = https://web.archive.org/web/20070502023430/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb24/cool.html
 |archivedate  = 2007-05-02
 |확인날짜 = 2013-02-14
 |url-status = dead
}}</ref>

== 페가수스자리 IK의 미래 ==
1993년에 데이비드 워나코트, 배리 J. 켈레트, 그리고 데이비드 J. 스트릭랜드는 페가수스자리 IK 항성계가 [[Ia형 초신성]]이나 [[격변 변광성]]으로 진화할 후보인 것으로 확인했다.<ref name="mnras262" /> 불과 150 광년 떨어져 있는 페가수스자리 IK는 지금까지 알려진 것들 중 [[지구]]에 가장 가까운 초신성 후보이다. 그러나, 페가수스자리 IK가 초신성으로 변화할 환경이 만들어질 때쯤이면, 이 항성계는 지구에서 꽤 먼 곳으로 이동할 것이다. 그래도 아직 위험의 소지가 남아 있기는 하다.

[[파일:Mira 1997 UV.jpg|오른쪽|섬네일|맥동하는 [[점근 거성 가지]](AGB) 항성 [[미라 (항성)|미라]]를 촬영한 [[허블 우주 망원경]] 사진.]]
미래의 어느 시점이 되면 페가수스자리 IK A는 자신의 중심부에 있는 수소 연료를 다 써버린 뒤 주계열을 벗어나 적색 거성으로 진화할 것이다. 적색 거성으로 진화함으로써 A의 부피는 원래 반경의 100 배 이상으로 늘어날 것이다. 페가수스자리 IK A가 동반성의 [[로슈엽]]으로 외피가 흘러들어갈 정도로 부풀어 오르면 기체 상태의 [[강착 원반]]이 페가수스자리 IK B의 주위로 형성될 것이다. 주로 수소와 헬륨으로 이루어진 이 기체는 서서히 B의 표면에 흡수되어갈 것이고 이 질량 이동 때문에 두 항성 간의 상호 궤도는 오그라들 것이다.<ref>{{웹 인용
 |1            = 
 |저자       = K. A. Postnov, L. R. Yungelson
 |연도       = 2006
 |url          = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html
 |제목       = The Evolution of Compact Binary Star Systems
 |출판사    = Living Reviews in Relativity
 |확인날짜 = 2007-05-16
 |확인날짜 = 2007-05-16
 |보존url    = https://web.archive.org/web/20070926235508/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html
 |보존날짜 = 2007-09-26
 |url-status = dead
}}</ref>

백색 왜성 B의 표면에서는 부착된 기체가 압축되고 뜨거워질 것이다. 부착된 기체가 수소 핵융합이 일어날 수 있는 환경에 다다르면, [[열폭주]]가 일어나 기체 일부가 표면에서 달아날 것이다. 이렇게 되면 정기적으로 일어나는 [[신성 (천체)|신성]] 폭발, 즉 [[격변 변광성]]이 되고, 백색 왜성 B의 광도는 급격히 상승하여 수일 또는 수 개월의 주기를 가지고 [[실시등급]]의 변화가 있을 것이다.<ref>{{웹 인용 | 저자=Malatesta, K.; Davis, K. | 날짜=2001-05 | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml | 제목=Variable Star Of The Month: A Historical Look at Novae | 출판사=AAVSO | 확인날짜=2007-05-20 | 보존날짜=2003-11-06 | archive-url=https://web.archive.org/web/20031106083823/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml | url-status=dead }}</ref> 이렇게 적색 거성과 백색 왜성이 쌍성계를 이루는 항성계의 형태를 [[뱀주인자리 RS]] 쌍성계라고 부른다. 뱀주인자리 RS는 정기적인 신성이 되어 최소 6번 폭발했으며, 그때마다 폭주 폭발을 일으키기 위해 필용한 만큼의 임계량의 수소가 부착되었을 것이다.<ref name="vsom0501">{{웹 인용 | 1 =  | 성 = Malatesta | 이름 = Kerri | 발행월 = 05 | 연도 = 2000 | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml | 제목 = Variable Star Of The Month—May, 2000: RS Ophiuchi | 출판사 = AAVSO | 확인날짜 = 2007-05-15 | 보존날짜 = 2003-07-05 | archive-url = https://web.archive.org/web/20030705121948/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0500.shtml | url-status = dead }}</ref><ref>{{뉴스 인용
 | 이름=Susan | 성=Hendrix
 | 제목=Scientists see Storm Before the Storm in Future Supernova
 | 출판사=NASA | 날짜 =2007-07-20
 | url=http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/rxte_supernova.html
 | 확인날짜=2007-05-25 }}</ref> 페가수스자리 IK B도 비슷한 패턴을 겪을 것이다.<ref name="vsom0501" /> 하지만 질량을 축적시키기 위해서 부착된 기체의 일부만 분출될 것이고 매 주기마다 백색 왜성 B의 질량은 꾸준히 증가할 것이다. 그러므로 되풀이하며 신성으로서 폭발해도 페가수스자리 IK B의 외피는 계속해서 성장할 것이다.<ref>{{저널 인용
 | 저자=Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P.
 | 제목=The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae
 | 저널=Astronomy and Astrophysics | 연도=2000 | volume=362
 | 쪽=1046–1064
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8444L
 | accessdate=2007-05-20 }}</ref>

백색 왜성이 신성으로 폭발하지 않고 서서히 질량을 축적하는 모형을 [[근접쌍성]] [[초연엑스선원]](Close-binary Super soft X-ray Source, CBSS) 모형이라고 부른다. 이 시나리오에서는 이웃 별에서 백색 왜성으로 질량이 이동하는 비율이, 이동한 수소를 열핵융합으로 소비하여 헬륨을 생산함으로써, 별 표면에서 융합 연소가 꾸준히 일어날 수 있을 정도로 유지된다. 이런 초연원(super-soft sources)의 종류로는 표면 온도가 매우 높고(0.5 × 10<sup>6</sup> ~ 1 × 10<sup>6</sup> 켈빈<ref name=asp2002>{{저널 인용| 성=Langer | 이름=N. | 공저자=Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S.;|편집자=Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. | 제목=On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf | 저널=The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings | 쪽=252 | 출판사=Astronomical Society of the Pacific | 연도=2002 | 출판위치=San Francisco, California | bibcode=2002ASPC..261..252L }}</ref>) 큰 질량을 가진 백색 왜성들이 꼽힌다.<ref name=di_stefano_greiner1996>{{서적 인용 | 이름=Rosanne | 성=Di Stefano | 편집자=J. Greiner | 제목=Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae | booktitle=Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources | 출판사=Springer-Verlag | 날짜=1996-02-28 ~ 1996-03-01 | 출판위치=Garching, Germany | url=http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 | 형식=PDF |확인날짜=2007-05-19 | isbn=3-540-61390-0  | 보존url=https://web.archive.org/web/20071023075217/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 | 보존날짜=2007-10-23 | url-status=dead }}</ref>

백색 왜성의 질량이 1.44 [[태양질량|M<sub>☉</sub>]]의 [[찬드라세카르 한계]]에 가까워지면 더 이상 그 형체가 [[전자 축퇴압]]으로 유지되지 못하고 붕괴하게 된다. 핵이 주로 산소, 네온, 마그네슘으로 이루어진 경우 붕괴한 백색 왜성은 [[중성자별]]이 된다. 이 경우 항성 질량의 일부만이 분출될 것이다.<ref>{{웹 인용
 | 저자=Fryer, C. L.; New, K. C. B.
 | 날짜 =2006-01-24
 | url =http://www.livingreviews.org/Articles/Volume6/2003-2new
 | 제목 =2.1 Collapse scenario
 | 웹사이트=Gravitational Waves from Gravitational Collapse
 | 출판사 =Max-Planck-Gesellschaft | 확인날짜 = 2007-06-07 }}</ref> 그러나 핵이 주로 탄소로 이루어져 있다면 증가하는 압력과 온도 때문에 찬드라세카르 한계에 도달하기 전에 중심에서 탄소 핵융합이 시작된다. 그 결과, 항성은 짧은 시간동안 자기 대부분을 소비해버리는 핵융합 폭주(runaway nuclear fusion)를 일으킨다. 결국 백색 왜성은 격변 변광성의 굴레를 벗고 Ia형 초신성이 되어 대폭발을 일으킬 것이다.<ref>{{웹 인용
 | 저자=Staff | 날짜 =2006-08-29
 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index8.html
 | 제목 =Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction
 | 출판사 =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | 확인날짜 = 2006-08-10 }}</ref>

페가수스자리 IK A가 짧은 시간 안에 적색 거생으로 진화할 것으로 보이지는 않지만, 이런 초신성 폭발은 지구의 생명체에게도 위협을 끼칠 수 있다. 앞에서 살펴봤다시피, 이 별의 태양에 대한 상대 공간 속도는 20.4&nbsp;km/s이다. 이 정도 속도라면 14,700년마다 1 광년씩 움직이게 될 것이고, 5백만 년 정도 시간이 흐른 뒤에는 이 별은 태양에서 500 광년 이상 떨어져 있을 것이다. Ia형 초신성이 1천 파섹(3,300 광년) 이내에서 폭발하면 지구에 어떤 영향을 미칠 것 같지만,<ref name=richmond20050408>{{인용 | url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | 제목=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? | 저자=Richmond, Michael | 날짜=2005-04-08 | 형식=TXT | 확인날짜=2006-03-30 | archive-date=2007-03-06 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt }}</ref> 육상 생물권에 구체적인 피해를 입히려면 10 파섹(약 30 광년)이내에서 폭발해야 한다.<ref name=beech2011>{{저널 인용 | 성=Beech | 이름=Martin | 년도=2011 | url=http://www.springerlink.com/content/y7x6725p80858636/ | 제목=The past, present and future supernova threat to Earth’s biosphere | 저널=Astrophysics and Space Science | 출판사=Springer | doi=10.1007/s10509-011-0873-9 | 확인날짜=2011-11-15 | bibcode=2011Ap&SS.336..287B }}{{깨진 링크|url=http://www.springerlink.com/content/y7x6725p80858636/ }}</ref>

초신성이 폭발하면, 페가수스자리 IK A의 잔해는 쌍성계를 이루고 있던 때의 최종 속도를 계속해서 가지게 된다. 이로 인한 상대 속도는 100~200&nbsp;km/h 정도로 매우 빠르며, [[우리 은하]]에서 가장 속도가 빠른 천체 중 하나가 될 것이다. 동반성인 백색 왜성도 폭발로 인해 질량을 일부 소실하고, 우주 공간으로 퍼져 나가는 초신성 잔해들 사이에 일종의 틈새를 만들 것이다. 그렇게 되면 페가수스자리 IK B는 홀로 남아 단일 백색 왜성이 될 것이다.<ref name=apj582_2_915>{{저널 인용| 성=Hansen | 이름=Brad M. S. | 제목=Type Ia Supernovae and High-Velocity White Dwarfs | 저널=The Astrophysical Journal | 연도=2003 | volume=582 | issue=2 | 쪽=915–918 | bibcode=2002astro.ph..6152H | doi=10.1086/344782 |arxiv = astro-ph/0206152 }}</ref><ref name=apjss128_2_615>{{저널 인용 | 성=Marietta | 이름=E. | 공저자=Burrows, A.; Fryxell, B. | 제목=Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: The Impact on the Secondary Star and Its Consequences | 저널=The Astrophysical Journal Supplement Series | 연도=2000 | volume=128 | issue=2 | 쪽=615–650 | bibcode=2000ApJS..128..615M | doi=10.1086/313392 |arxiv=astro-ph/9908116 }}</ref> 한편, IK A의 초신성 폭발로 만들어진 [[초신성 잔해]]는 계속해서 우주 공간으로 확산되고, 결과적으로 주위를 둘러싼 [[성간 매질]]과 하나가 되어 사라질 것이다.<ref name=nasa20060907>{{웹 인용| 저자=Staff | 날짜=2006-09-07 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | 제목=Introduction to Supernova Remnants | 출판사=NASA/Goddard | 확인날짜=2007-05-20 }}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[항성 목록]]
== 각주 ==
=== 내용주 ===
{{각주|2|group="주"}}

=== 참조주 ===
{{각주|3}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류}}
* {{웹 인용
 | 성=Davies | 이름=Ben | 연도=2006
 | url=http://ben.davies.net/supernovae2.htm
 | 제목=Supernova events | 확인날짜 = 2007-06-01 }}
* {{웹 인용 | 성 = Richmond | 이름 = Michael | 날짜 = 2005-08-04 | url = http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | 제목 = Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? | 출판사 = The Amateur Sky Survey |확인날짜=2013-09-20 | 보존url = https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | 보존날짜 = 2007-03-06 | url-status = dead }}
* {{웹 인용
 |성=Tzekova
 |이름=Svetlana Yordanova
 |연도=2004
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 |제목=IK Pegasi (HR 8210)
 |출판사=ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere)
 |확인날짜=2007-09-30
 |archive-date=2012-05-26
 |archive-url=https://www.webcitation.org/67wi0wRQg?url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/#2.%20The%20main%20star%20-%20IK%20Peg%20A
 |url-status=dead
 }}

[[분류:초신성]]
[[분류:분광쌍성]]
[[분류:페가수스자리]]
[[분류:A형 주계열성]]
[[분류:백색왜성]]
[[분류:1862년 발견한 천체]]
[[분류:방패자리 델타형 변광성]]
[[분류:헨리 드레이퍼 목록 천체|204188]]
[[분류:HR 천체|8210]]
[[분류:히파르코스 천체|105860]]
[[분류:Am 별]]