Las supernovas de tipo Ib y tipo Ic son categorías de supernovas que se producen por el colapso del núcleo estelar de estrellas masivas . Estas estrellas han perdido o han sido despojadas de su envoltura exterior de hidrógeno y, cuando se comparan con el espectro de las supernovas de tipo Ia , carecen de la línea de absorción del silicio. En comparación con el tipo Ib, se plantea la hipótesis de que las supernovas de tipo Ic han perdido más de su envoltura inicial, incluida la mayor parte de su helio. Los dos tipos suelen denominarse supernovas de colapso de núcleo despojado .
Cuando se observa una supernova , se puede clasificar en el esquema de clasificación de supernovas de Minkowski - Zwicky en función de las líneas de absorción que aparecen en su espectro . [4] Una supernova se clasifica primero como Tipo I o Tipo II , y luego se subcategoriza en función de características más específicas. Las supernovas que pertenecen a la categoría general Tipo I carecen de líneas de hidrógeno en sus espectros; en contraste con las supernovas Tipo II que sí muestran líneas de hidrógeno. La categoría Tipo I se subdivide en Tipo Ia, Tipo Ib y Tipo Ic. [5]
Las supernovas de tipo Ib/Ic se distinguen de las de tipo Ia por la falta de una línea de absorción de silicio ionizado simple a una longitud de onda de 635,5 nanómetros . [6] A medida que las supernovas de tipo Ib e Ic envejecen, también muestran líneas de elementos como el oxígeno , el calcio y el magnesio . Por el contrario, los espectros de tipo Ia están dominados por líneas de hierro . [7] Las supernovas de tipo Ic se distinguen de las de tipo Ib en que las primeras también carecen de líneas de helio a 587,6 nm. [7]
Antes de convertirse en una supernova, una estrella masiva evolucionada está organizada como una cebolla, con capas de diferentes elementos en proceso de fusión. La capa más externa está compuesta por hidrógeno, seguida de helio, carbono, oxígeno, etc. Por lo tanto, cuando se desprende la envoltura exterior de hidrógeno, se expone la siguiente capa que está compuesta principalmente de helio (mezclado con otros elementos). Esto puede ocurrir cuando una estrella muy caliente y masiva llega a un punto en su evolución en el que se está produciendo una pérdida significativa de masa debido a su viento estelar. Las estrellas muy masivas (con 25 o más veces la masa del Sol ) pueden perder hasta 10 −5 masas solares ( M ☉ ) cada año, el equivalente a 1 M ☉ cada 100.000 años. [8]
Se plantea la hipótesis de que las supernovas de tipo Ib e Ic se produjeron por el colapso del núcleo de estrellas masivas que perdieron su capa exterior de hidrógeno y helio, ya sea por vientos o transferencia de masa a una compañera. [6] Los progenitores de los tipos Ib e Ic perdieron la mayor parte de sus envolturas externas debido a fuertes vientos estelares o por interacción con una compañera cercana de aproximadamente 3-4 M ☉ . [9] [10] La pérdida rápida de masa puede ocurrir en el caso de una estrella Wolf-Rayet , y estos objetos masivos muestran un espectro del que carece el hidrógeno. Los progenitores de tipo Ib expulsaron la mayor parte del hidrógeno en sus atmósferas externas, mientras que los progenitores de tipo Ic perdieron tanto las capas de hidrógeno como de helio; en otras palabras, el tipo Ic perdió más de su envoltura (es decir, gran parte de la capa de helio) que los progenitores de tipo Ib. [ 6] Sin embargo, en otros aspectos, el mecanismo subyacente detrás de las supernovas de tipo Ib e Ic es similar al de una supernova de tipo II, lo que coloca a las supernovas de tipo Ib e Ic entre las de tipo Ia y tipo II. [6] Debido a su similitud, las supernovas de tipo Ib e Ic a veces se denominan colectivamente supernovas de tipo Ibc. [11]
Hay algunas evidencias de que una pequeña fracción de las supernovas de tipo Ic pueden ser las progenitoras de los estallidos de rayos gamma (GRB); en particular, se cree que las supernovas de tipo Ic que tienen líneas espectrales anchas que corresponden a erupciones de alta velocidad están fuertemente asociadas con los GRB. Sin embargo, también se plantea la hipótesis de que cualquier supernova de tipo Ib o Ic desprovista de hidrógeno podría ser un GRB, dependiendo de la geometría de la explosión. [12] En cualquier caso, los astrónomos creen que la mayoría de las supernovas de tipo Ib, y probablemente también las de tipo Ic, son resultado del colapso del núcleo en estrellas masivas desprovistas de hidrógeno, en lugar de la fuga termonuclear de las enanas blancas . [6]
Como se forman a partir de estrellas raras y muy masivas, la tasa de aparición de supernovas de tipo Ib e Ic es mucho menor que la tasa correspondiente a las supernovas de tipo II. [13] Normalmente se producen en regiones de formación de nuevas estrellas y son extremadamente raras en galaxias elípticas . [14] Debido a que comparten un mecanismo operativo similar, las supernovas de tipo Ibc y las diversas supernovas de tipo II se denominan colectivamente supernovas de colapso de núcleo. En particular, las de tipo Ibc pueden denominarse supernovas de colapso de núcleo despojado . [6]
Las curvas de luz (un gráfico de la luminosidad en función del tiempo) de las supernovas de tipo Ib varían en forma, pero en algunos casos pueden ser casi idénticas a las de las supernovas de tipo Ia. Sin embargo, las curvas de luz de tipo Ib pueden alcanzar su pico máximo a una luminosidad menor y pueden ser más rojas. En la porción infrarroja del espectro, la curva de luz de una supernova de tipo Ib es similar a una curva de luz de tipo II-L. [15] Las supernovas de tipo Ib suelen tener tasas de declive más lentas para las curvas espectrales que las de tipo Ic. [6]
Las curvas de luz de las supernovas de tipo Ia son útiles para medir distancias a escala cosmológica, es decir, sirven como velas estándar . Sin embargo, debido a la similitud de los espectros de las supernovas de tipo Ib e Ic, estas últimas pueden constituir una fuente de contaminación de los estudios de supernovas y deben eliminarse cuidadosamente de las muestras observadas antes de realizar estimaciones de distancia. [16]