IK Pegasi - Définition
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Évolution future du système
Dans un article de 1993, David Wonnacott, Barry J. Kellett et David J. Stickland estiment que le système pourrait évoluer en supernova de type Ia ou en variable cataclysmique. IK Pegasi B est l'étoile susceptible d'évoluer en supernova la plus proche de la Terre. Cependant, cette évolution est longue et, lorsqu'elle explosera, elle sera suffisamment éloignée de la Terre pour ne pas présenter de risque. Selon les calculs de Gehrels et al, une supernova doit être à une distance inférieure à 26 années-lumière pour détruire la couche d'ozone de la Terre et ainsi affecter considérablement sa biosphère.
À un certain point, l'intégralité de hydrogène du noyau d'IK Pegasus A aura brûlé. L'étoile quittera la séquence principale et deviendra une géante rouge. Le rayon de l'étoile va significativement augmenter et peut atteindre plus de cent fois le rayon initial de l'étoile. À partir du moment où l'enveloppe externe d'IK Pegasi A dépassera le lobe de Roche de son compagnon et un disque d'accrétion gazeux se formera autour de la naine blanche. Ce gaz, composé principalement d'hydrogène et d'hélium, s'accumulera à la surface de son compagnon. Ce transfert de masse entre les deux étoiles entraînera une diminution de la distance entre les deux étoiles.
À la surface de la naine blanche, le gaz en accrétion se comprime et sa température augmente. Lorsque les pression et température de la couche d'hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une réaction de fusion nucléaire, une grande quantité d'hydrogène est transformée en hélium et d'autres éléments plus lourds. L'énorme quantité d'énergie libérée par ce processus expulse les gaz restants de la surface de la naine blanche et produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée : la luminosité de la naine blanche va augmenter de plusieurs magnitudes durant quelques jours ou mois. RS Ophiuchi est un exemple d'étoile d'étoile binaire constituée d'une géante rouge et d'un compagnon naine blanche. RS Ophiuchi a connu au moins six éruptions depuis 1898.
Il est possible que IK Pegasi B évolue de cette manière. L'étoile peut cependant également continuer à accumuler de la masse si seule une partie du gaz en accrétion est éjecté. Bien que se comportant comme une nova récurrente, IK Pegasus B continuerait d'accumuler de la matière et son enveloppe croîtrait.
Un autre modèle dans lequel la naine blanche accumule de la matière sans devenir une nova est celui de la source de rayons X de très basse énergie issue d'un système binaire serré (close-binary supersoft X-ray source (CBSS)). Dans ce scénario, le taux de transfert massique vers la naine blanche est tel qu'une réaction de fusion se déroule continuellement à la surface. L'hydrogène arrivant est transformé en hélium par la réaction. Ces sources sont des naines blanches de forte masse avec des températures de surfaces très élevées (0.5-1 × 106 K).
Lorsqu'une naine blanche approche la limite de Chandrasekhar de 1,44 masses solaires, la pression de radiation n'est plus suffisante pour s'opposer à la gravité et l'étoile s'effondre. Quand le noyau est constitué principalement d'oxygène, de néon et de magnésium, l'étoile formée est dans la plupart des cas une étoile à neutrons. Dans ce cas, seule une partie de la masse de l'étoile est alors éjectée. Si au contraire le noyau est composé de carbone et d'oxygène, une fraction substantielle de l'étoile rentre en fusion nucléaire durant un court laps de temps suite à l'effondrement. L'étoile explose alors sous la forme d'une supernova de type Ia.
L'explosion éventuelle d'IK Pegasi B ne serait pas une menace pour la vie terrestre. En effet, il est peu probable qu'IK Pegasi A devienne dans un futur proche une géante rouge. De plus, elle s'éloigne du Soleil à une vitesse de 20,4 km/s, soit une année-lumière tous les 14 700 ans. Dans 5 millions d'années, cette étoile devrait être située à plus de 500 années-lumière de la Terre, soit davantage que le rayon de la sphère au sein de laquelle une supernova de type Ia serait dangereuse.
Après l'explosion de la supernova, le reste de l'étoile donneuse (IK Pegasi A) continuera dans l'espace avec la vitesse finale qu'elle possédait lorsqu'elle était membre d'un système double proche. La vitesse relative résultante pourrait atteindre 100 à 200 km/s ce qui en ferait un des objets les plus rapides de la Voie lactée. Son compagnon aura également vu sa masse fortement diminuer durant l'explosion, et sa présence pourrait créer un trou dans les débris en expansion. À partir de ce moment-là, l'étoile deviendra une naine blanche solitaire. L'explosion de la supernova va créer un rémanent de matière éjectée qui se répandra dans le milieu interstellaire.
