התייחסו לקטע הבא ואז ענו על השאלה שאחריו באותה שפה כמו הקטע:  מעבר: כמעט כל הכוכבים הקטנים והבינוניים (מתחת ל-9 מ"ג) יגיעו בסופו של דבר לכוכבי ננס לבן ברגע שהם יגמרו את אספקת הדלק התרמו-גרעיני שלהם. כוכבים כאלה מבלים את רוב חייהם המייצרים אנרגיה ככוכבים של הרצף הראשי. הזמן שהכוכב מבלה על הרצף הראשי תלוי בעיקר במסה שלו, כאשר אורך החיים פוחת עם הגדלת המסה. לכן, כדי ש- IK Pegasi B יהפוך לננס לבן לפני הרכיב A, הוא היה צריך להיות פעם יותר מסיבי מרכיב A. למעשה, ההשפעה של IK Pegasi B נחשבת כבדה בין 5 ל-8 M<unk>. ככל שהדלק המימן בלב ההשפעה של IK Pegasi B נצרך, הוא התפתח לענק אדום. הליבה הפנימית התכווצה עד שהחלה שריפת מימן בתוך קליפה שמקיפה את ליבת ההליום. כדי לפצות על עליית הטמפרטורה, המעטפת החיצונית התרחבה פי הרבה יותר מרדיוס שהיה לה ככוכב של הרצף הראשי. כשהליבה הגיעה לטמפרטורה ולצפיפות שבה הליום יכול להתחיל לחוות מיזוג הכוכב הזה התכווץ והפך למה שנקרא כוכב ענף אופקי. כלומר, הוא שייך לקבוצת כוכבים שנופלים על קו אופקי בערך בתרשים H-R. המיתוך של הליום יצר גרעין אינרטי של פחמן וחמצן. כשהליום נגמר בלב, קליפה שורפת הליום נוצרה בנוסף לקליפה שורפת מימן, והכוכב עבר למה שאסטרונומים מכנים "הענף הענק האסימפטוטי", או AGB. (זהו מסלול המוביל לפינה הימנית העליונה של הדיאגרמה H-R.) אם לכוכב היה מספיק מסה, עם הזמן יכול היה להתחיל היתוך פחמן בלב, לייצר חמצן, ניאון ומגנזיום. המעטפת החיצונית של ענק אדום או כוכב AGB יכולה להתרחב לכמה מאות פעמים לרדיוס של השמש, ולכבוש רדיוס של כ 5 × 108 ק"מ (3 AU) במקרה של הכוכב הפולסי AGB Mira. זה הרבה מעבר למרחק הממוצע הנוכחי בין שני הכוכבים ב- IK Pegasi, כך שבמהלך תקופה זו שני הכוכבים חלקו מעטפה משותפת. כתוצאה מכך, האטמוספירה החיצונית של אי.קיי פגאסי א' עשויה להיות...  שאלה: איך זה פצה על עליית הטמפרטורה?
המעטפה החיצונית התרחבה לעיתים רבות לרדיוס