Las supernovas de tipo Ib y tipo Ic son categorías de supernovas que resultan del colapso gravitacional del núcleo de una estrella masiva. Estas estrellas han agotado o perdido sus capas exteriores de hidrógeno y, en comparación con los espectros de las supernovas de tipo Ia, carecen de líneas de absorción de silicio. En comparación con las supernovas de tipo Ib, se cree que las supernovas de tipo Ic han perdido la mayor parte de su envoltura inicial, incluida la mayor parte del helio. En la literatura inglesa, las supernovas de ambos tipos se denominan stripped core-collapse supernovae (supernovas debidas al colapso del núcleo, desprovistas de caparazón).
Al observar una supernova, se le puede atribuir a una de las clases de acuerdo con la clasificación de Minkowski - Zwicky basada en las líneas de absorción observadas en el espectro [4] . Inicialmente, una supernova se clasifica como tipo I o tipo II , luego se asigna a uno de los subtipos. Las supernovas de tipo I no contienen líneas de hidrógeno en el espectro; Las supernovas de tipo II tienen líneas de hidrógeno. El tipo I se divide en los subtipos Ia, Ib e Ic [5] .
Las supernovas de subtipo Ib/Ic están separadas de las supernovas Ia por la ausencia de líneas de absorción de silicio ionizado individualmente a una longitud de onda de 635,5 nanómetros [6] . Con el tiempo, las supernovas de tipo Ib e Ic muestran líneas de elementos como oxígeno, calcio y magnesio. Por el contrario, las líneas de hierro son fuertes en los espectros de tipo Ia [7] . Las supernovas del subtipo Ic se separan de las supernovas del subtipo Ib, ya que las primeras tampoco muestran líneas de helio a una longitud de onda de 587,6 nanómetros [7] .
Antes de formar una supernova, una estrella masiva en etapa tardía tiene una estructura similar a una cebolla en la que se acumulan capas de varios elementos a medida que avanzan las reacciones de fusión. La capa exterior consiste en hidrógeno, seguido de helio, carbono, oxígeno, etc. Cuando la capa exterior se pierde (se desprende), queda expuesta la siguiente capa, que consiste principalmente en helio (mezclado con otros elementos). Esto puede suceder cuando una estrella masiva muy caliente alcanza un punto en su evolución, después del cual hay una pérdida significativa de masa a través del viento estelar. Las estrellas de gran masa (25 o más masas solares) pueden perder hasta 10 −5 masas solares por año, es decir, la masa del Sol en cien mil años [8] .
Las supernovas de los tipos Ib e Ic surgen presumiblemente debido al colapso de los núcleos de estrellas masivas que han perdido sus capas externas de hidrógeno y helio debido al viento estelar o cuando la materia fluye hacia una estrella compañera [6] . Las estrellas progenitoras pueden perder la mayor parte de su envoltura cuando interactúan con una estrella compañera cercana con una masa de alrededor de 3-4 masas solares [9] [10] . La pérdida rápida de masa puede ocurrir en las estrellas Wolf-Rayet , tales objetos masivos pueden tener un espectro con una manifestación reducida de hidrógeno. Los precursores de supernova de tipo Ib pueden expulsar la mayor parte del hidrógeno de la atmósfera exterior, y los precursores de tipo Ic pierden capas de hidrógeno y helio; en otras palabras, los precursores de las supernovas Ic pierden un mayor volumen de envoltura [6] . Sin embargo, en otros aspectos, el mecanismo que conduce a los estallidos de supernova de ambos subtipos es similar al de la formación de supernovas de tipo II, colocando los subtipos Ib e Ic entre el subtipo Ia y el tipo II [6] . Debido a las similitudes, los subtipos Ib e Ic a veces se denominan colectivamente subtipo Ibc [11] .
Hay indicios de que una pequeña fracción de las supernovas de tipo Ic pueden producir estallidos de rayos gamma (GRB); en particular, las supernovas de tipo Ic, que tienen amplias líneas espectrales, corresponden a eyecciones de alta velocidad que se cree que están asociadas con estallidos de rayos gamma. Sin embargo, también se plantea la hipótesis de que las supernovas de tipo Ib o tipo Ic privadas de hidrógeno pueden ser precursoras de los estallidos de rayos gamma, dependiendo de la geometría del estallido [12] . En cualquier caso, los astrónomos creen que la mayoría de las supernovas de tipo Ib, y posiblemente también las supernovas de tipo Ic, se originan del colapso de estrellas masivas que se desprenden, en lugar de reacciones termonucleares en la superficie de las enanas blancas [6] .
Dado que las supernovas de este tipo se forman a partir de raras estrellas muy masivas, la frecuencia de ocurrencia de las supernovas de los tipos Ib y Ic es significativamente menor que la de las supernovas del tipo II [13] Suelen ocurrir en regiones de formación estelar y son extremadamente raras en regiones elípticas. galaxias [14] . Dado que el mecanismo de las supernovas es similar, las supernovas de tipo Ibc y las supernovas de tipo II se denominan colectivamente supernovas de colapso del núcleo (core-collapse supernovas). En particular, el tipo Ibc puede denominarse supernova de colapso del núcleo desnudo [6] .
Las curvas de luz (gráfico de luminosidad versus tiempo) de las supernovas de Tipo Ib pueden cambiar con el tiempo, pero en algunos casos pueden ser casi idénticas a las curvas de Tipo Ia. Sin embargo, las curvas de luz de las supernovas de tipo Ib pueden alcanzar su punto máximo con una luminosidad más baja y pueden ser más rojas. En la parte infrarroja del espectro, las curvas de luz de las supernovas de tipo Ib son similares a las de tipo II-L [15] . Las supernovas de tipo Ib suelen tener una pendiente espectral menor que la de Ic [6] .
Las curvas de luz de las supernovas de tipo Ia se utilizan para medir distancias en escalas cosmológicas. Por lo tanto, juegan el papel de velas estándar . Sin embargo, debido a la similitud de los espectros de las supernovas tipo Ib y tipo Ic, estas últimas pueden servir como fuente de ambigüedades y errores, por lo que deben eliminarse de los datos observacionales antes de aplicar algoritmos de estimación de distancia [16] .