Supernove de tip Ib și de tip Ic sunt categorii de supernove care rezultă din prăbușirea gravitațională a nucleului unei stele masive. Astfel de stele și-au epuizat sau și-au pierdut învelișurile exterioare de hidrogen și, în comparație cu spectrele supernovelor de tip Ia, nu au linii de absorbție a siliciului. În comparație cu supernovele de tip Ib, se crede că supernovele de tip Ic și-au pierdut cea mai mare parte a anvelopei lor inițiale, inclusiv cea mai mare parte a heliului. În literatura engleză, supernovele de ambele tipuri sunt numite supernove stripped core-colaps (supernove datorate prăbușirii miezului, lipsite de coajă).
La observarea unei supernove, aceasta poate fi atribuită uneia dintre clasele în conformitate cu clasificarea Minkowski - Zwicky bazată pe liniile de absorbție observate în spectru [4] . Inițial, o supernova este clasificată ca tip I sau tip II , apoi este atribuită unuia dintre subtipuri. Supernovele de tip I nu conțin linii de hidrogen în spectru; Supernovele de tip II au linii de hidrogen. Tipul I este împărțit în subtipurile Ia, Ib și Ic [5] .
Supernovele de subtipul Ib/Ic sunt separate de supernovele Ia prin absența liniilor de absorbție ale siliciului ionizat individual la o lungime de undă de 635,5 nanometri [6] . De-a lungul timpului, supernovele de tip Ib și Ic prezintă linii de elemente precum oxigenul, calciul și magneziul. Dimpotrivă, liniile de fier sunt puternice în spectre de tip Ia [7] . Supernovele de subtipul Ic sunt separate de supernovele de subtipul Ib, deoarece primele nu prezintă linii de heliu la o lungime de undă de 587,6 nanometri [7] .
Înainte de a forma o supernovă, o stea masivă în stadiu avansat are o structură asemănătoare ceapei, în care straturi de diferite elemente se acumulează pe măsură ce au loc reacțiile de fuziune. Stratul exterior este format din hidrogen, urmat de heliu, carbon, oxigen și așa mai departe. Când învelișul exterior este pierdut (expulsat), următorul strat este expus, constând în principal din heliu (amestecat cu alte elemente). Acest lucru se poate întâmpla atunci când o stea foarte fierbinte și masivă atinge un punct al evoluției sale, după care are loc o pierdere semnificativă de masă prin vântul stelar. Stelele cu o masă mare (25 sau mai multe mase solare) pot pierde până la 10 −5 mase solare pe an, adică masa Soarelui într-o sută de mii de ani [8] .
Supernovele de tipurile Ib și Ic apar probabil ca urmare a prăbușirii nucleelor stelelor masive care și-au pierdut învelișurile exterioare de hidrogen și heliu prin vântul stelar sau când materia curge pe o stea însoțitoare [6] . Stelele progenitoare își pot pierde cea mai mare parte a anvelopei atunci când interacționează cu o stea însoțitoare apropiată cu o masă de aproximativ 3-4 mase solare [9] [10] . Pierderea rapidă de masă poate apărea în stelele Wolf-Rayet , astfel de obiecte masive pot avea un spectru cu o manifestare redusă a hidrogenului. Precursorii supernovei de tip Ib pot ejecta cea mai mare parte a hidrogenului din atmosfera exterioară, iar precursorii de tip Ic pierd atât hidrogen, cât și învelișuri de heliu; cu alte cuvinte, precursorii supernovelor Ic pierd un volum mai mare al anvelopei [6] . Cu toate acestea, în alte privințe, mecanismul care conduce la ambele izbucniri de supernove de subtip este similar cu cel al formării supernovei de tip II, plasând subtipurile Ib și Ic între subtipul Ia și tipul II [6] . Datorită asemănărilor, subtipurile Ib și Ic sunt uneori denumite colectiv subtipul Ibc [11] .
Există indicii că o mică parte a supernovelor de tip Ic poate produce explozii de raze gamma (GRB); în special, supernovele de tip Ic, care au linii spectrale largi, corespund ejecțiilor de mare viteză despre care se crede că sunt asociate cu exploziile de raze gamma. Cu toate acestea, se emite și ipoteza că supernovele de tip Ib sau de tip Ic lipsite de hidrogen pot fi precursori ai exploziilor de raze gamma, în funcție de geometria exploziei [12] . În orice caz, astronomii cred că majoritatea supernovelor de tip Ib, și posibil, de asemenea, supernovelor de tip Ic, provin din prăbușirea stelelor masive, care se vărsează, mai degrabă decât din reacțiile termonucleare de pe suprafața piticelor albe [6] .
Deoarece supernovele de acest tip sunt formate din stele rare foarte masive, frecvența de apariție a supernovelor de tipurile Ib și Ic este semnificativ mai mică decât cea a supernovelor de tip II [13] Ele apar de obicei în regiunile de formare a stelelor și sunt extrem de rare în zonele eliptice. galaxii [14] . Deoarece mecanismul supernovelor este similar, supernovele de tip Ibc și supernovele de tip II sunt denumite în mod colectiv supernove de colaps de nucleu (supernove de colaps de nucleu). În special, tipul Ibc poate fi numit supernove stripped core-colaps [6] .
Curbele de lumină (graficul luminozității în funcție de timp) ale supernovelor de tip Ib se pot schimba în timp, dar în unele cazuri pot fi aproape identice cu curbele de tip Ia. Cu toate acestea, curbele luminii supernovei de tip Ib pot atinge vârful la luminozitate mai scăzută și pot fi mai roșii. În partea infraroșu a spectrului, curbele de lumină ale supernovelor de tip Ib sunt similare cu cele ale tipului II-L [15] . Supernovele de tip Ib au de obicei o pantă spectrală mai mică decât Ic [6] .
Curbele luminii supernovei de tip Ia sunt folosite pentru a măsura distanțe pe scară cosmologică. Astfel, ele joacă rolul de lumânări standard . Cu toate acestea, datorită asemănării spectrelor supernovelor de tip Ib și de tip Ic, acestea din urmă pot servi drept sursă de ambiguități și erori, așa că ar trebui eliminate din datele observaționale înainte de a aplica algoritmi de estimare a distanței [16] .