Tyypin Ib ja tyypin Ic supernovat ovat supernovaluokkia , jotka johtuvat massiivisen tähden ytimen painovoiman romahtamisesta . Tällaiset tähdet ovat kuluttaneet loppuun tai menettäneet ulomman vetykuorensa, ja tyypin Ia supernovien spektreihin verrattuna niistä puuttuu piin absorptioviivat. Tyypin Ib supernoveihin verrattuna tyypin Ic supernovien uskotaan menettäneen suurimman osan alkuperäisestä verhostaan, mukaan lukien suurimman osan heliumista. Englanninkielisessä kirjallisuudessa kummankin tyyppisiä supernoveja kutsutaan stripped core-collapse -supernovaiksi (ytimen romahtamisesta johtuvat supernovat, joissa ei ole kuorta).
Supernovaa havainnoitaessa sen voidaan katsoa kuuluvan johonkin Minkowski - Zwicky -luokituksen mukaiseen luokkiin spektrissä havaittujen absorptioviivojen perusteella [4] . Aluksi supernova luokitellaan tyyppiin I tai tyyppiin II , sitten se määritetään johonkin alatyypeistä. Tyypin I supernovat eivät sisällä vetyviivoja spektrissä; Tyypin II supernovassa on vetyviivat. Tyyppi I on jaettu alatyyppeihin Ia, Ib ja Ic [5] .
Alatyypin Ib/Ic supernovat erotetaan Ia-supernovaista , koska niissä ei ole 635,5 nanometrin aallonpituudella ionisoidun piin absorptioviivoja [6] . Ajan myötä tyypin Ib ja Ic supernovat osoittavat elementtejä, kuten happea, kalsiumia ja magnesiumia. Päinvastoin, rautaviivat ovat vahvoja tyypin Ia spektrissä [7] . Alatyypin Ic supernovat erotetaan alatyypin Ib supernoveista, koska ensimmäisissä ei myöskään näy heliumviivoja 587,6 nanometrin aallonpituudella [7] .
Ennen supernovan muodostumista myöhäisvaiheen massiivisella tähdellä on sipulimainen rakenne, johon kertyy kerroksia eri alkuaineita fuusioreaktioiden edetessä. Ulompi kerros koostuu vedystä, jota seuraa helium, hiili, happi ja niin edelleen. Kun ulkokuori katoaa (puhalletaan pois), paljastuu seuraava kerros, joka koostuu pääasiassa heliumista (sekoitettuna muiden alkuaineiden kanssa). Tämä voi tapahtua, kun erittäin kuuma, massiivinen tähti saavuttaa evoluutiossa pisteen, jonka jälkeen tähtituuli menettää merkittävästi massaa. Tähdet, joilla on suuri massa (25 tai enemmän aurinkomassaa), voivat menettää jopa 10–5 auringon massaa vuodessa, eli Auringon massan sadassa tuhannessa vuodessa [8] .
Tyyppien Ib ja Ic supernovat syntyvät oletettavasti massiivisten tähtien ytimien romahtamisen vuoksi, jotka ovat menettäneet vedyn ja heliumin ulkokuorensa tähtituulen vaikutuksesta tai kun aine virtaa kumppanitähdelle [6] . Esitähdet voivat menettää suurimman osan verhostaan ollessaan vuorovaikutuksessa läheisen seuralaisen kanssa, jonka massa on noin 3-4 aurinkomassaa [9] [10] . Nopea massahäviö voi tapahtua Wolf-Rayet-tähdissä , tällaisilla massiivisilla esineillä voi olla spektri, jossa vedyn ilmentymä on vähentynyt. Tyypin Ib supernovaprekursorit voivat poistaa suurimman osan vedystä ulkoilmakehästä, ja tyypin Ic esiasteet menettävät sekä vedyn että heliumin kuoret; toisin sanoen supernovaen Ic esiasteet menettävät suuremman vaippatilavuuden [6] . Kuitenkin muissa suhteissa molempien alatyyppien supernovapurkauksiin johtava mekanismi on samanlainen kuin tyypin II supernovamuodostuksen mekanismi, jolloin alatyypit Ib ja Ic sijoitetaan alatyypin Ia ja tyypin II väliin [6] . Samankaltaisuuksien vuoksi alatyyppejä Ib ja Ic kutsutaan joskus yhteisesti alatyypeiksi Ibc [11] .
On viitteitä siitä, että pieni osa tyypin Ic supernoveista voi tuottaa gammasäteilypurskeita (GRB). erityisesti tyypin Ic supernovat, joilla on leveät spektriviivat, vastaavat suurnopeuksia, joiden uskotaan liittyvän gammapurskeisiin. On kuitenkin myös oletettu, että vedyttömät tyypin Ib tai tyypin Ic supernovat voivat olla gammapurskeiden esiasteita purskeen geometriasta riippuen [12] . Joka tapauksessa tähtitieteilijät uskovat, että useimmat tyypin Ib supernovat ja mahdollisesti myös tyypin Ic supernovat ovat peräisin massiivisten, irtoavien tähtien romahtamisesta, eivätkä valkoisten kääpiöiden pinnalla tapahtuvista lämpöydinreaktioista [6] .
Koska tämän tyyppiset supernovat muodostuvat harvinaisista erittäin massiivisista tähdistä, tyyppien Ib ja Ic supernovien esiintymistiheys on huomattavasti alhaisempi kuin tyypin II supernovien [13] Ne esiintyvät yleensä tähtienmuodostusalueilla ja ovat erittäin harvinaisia elliptisessä muodossa. galaksit [14] . Koska supernovien mekanismi on samanlainen, tyypin Ibc supernovat ja tyypin II supernovat kutsutaan yhteisesti core-collapse supernovaiksi (core-collapse supernovae). Erityisesti tyyppiä Ibc voidaan kutsua stripped core-collapse supernoveiksi [6] .
Tyypin Ib supernovien valokäyrät (valoisuus vs. aika) voivat muuttua ajan myötä, mutta joissain tapauksissa ne voivat olla lähes identtisiä tyypin Ia käyrien kanssa. Tyypin Ib supernova-valokäyrät voivat kuitenkin saavuttaa huippunsa pienemmällä valovoimalla ja olla punaisempia. Spektrin infrapunaosassa tyypin Ib supernovien valokäyrät ovat samanlaisia kuin tyypin II-L [15] . Tyypin Ib supernovalla on yleensä pienempi spektrijyrkkyys kuin Ic [6] .
Tyypin Ia supernovavalokäyriä käytetään etäisyyksien mittaamiseen kosmologisissa mittakaavassa. Siten ne näyttelevät tavallisten kynttilöiden roolia . Tyypin Ib ja tyypin Ic supernovien spektrien samankaltaisuuden vuoksi jälkimmäinen voi kuitenkin toimia epäselvyyksien ja virheiden lähteenä, joten ne tulisi poistaa havaintodatasta ennen etäisyyden estimointialgoritmien soveltamista [16] .