Supernova tipo Ib e Ic: diferenças entre revisões

[[Imagem:Evolved star fusion shells.png|right|thumb|240px|As camadas concêntricas de uma estrela maciça evoluída (não está em escala).]]

Antes de se tornar uma supernova, uma estrela maciça evoluída é organizada de forma parecida com a da cebola, com camadas de diferentes elementos se fundindo. A camada mais exterior consiste de hidrogênio, seguida por hélio, carbono, oxigênio e assim em diante. Então, quando o envoltório de hidrogênio é perdido, isso expõe a próxima camada que é feita principalmente por hélio (misturado com outros elementos). Isto pode ocorrer quando uma estrela maciça muito quente atinge um ponto em sua evolução em que perda de massa significativa está acontecendo por causa de seu vento estelar. Estrelas altamente maciças (com 25 ou mais vezes a massa do Sol) pode perder até 10^-5 massas solares por ano (ou o equivalente a uma massa solar a cada 100.000 anos.)<ref>{{cite journal | author=L. M. Dray, C. A. Tout, A. I. Karakas, J. C. Lattanzio | title=Enriquecimento químico por Wolf-Rayet e estrelas assintóticas gigantes | journal=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society | year=2003 | volume=338 | pages=973-989 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.338..973D | accessdate=[[8 de fevereiro]] de [[2007]] }}</ref>

The progenitors of Types&nbsp;Ib and Ic have lost most of their outer envelopes due to strong [[stellar wind]]s or else from interaction with a close companion of about 3&ndash;4 [[solar mass]]es.<ref>{{cite conference | last = Pols | first = Onno | title = Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae | booktitle = Proceedings of the The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research | pages = 153-158 | date = 26 October - 1 November, 1995 | location = Chiang Mai, Thailand | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997rdbs.conf..153P | accessdate = 2006-11-29 }}</ref><ref name="woosley95">{{cite conference | author=Woosley, S. E.; Eastman, R. G. | title =Type Ib and Ic Supernovae: Models and Spectra | booktitle =Proceedings of the NATO Advanced Study Institute | pages =821 | publisher =Dordrecht: Kluwer Academic Publishers | date =June 20-30, 1995 | location =Begur, Girona, Spain | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/1997thsu.conf..821W | accessdate = 2007-05-09 }}</ref> Type&nbsp;Ib supernovae are thought to be the result of the collapse of a massive [[Wolf-Rayet star]]. There is some evidence that a few percent of the Type&nbsp;Ic supernovae may be the progenitors of [[gamma ray bursts]] (GRB), though it is also believed that any hydrogen-stripped Type&nbsp;Ib or Ic supernova could be a GRB, dependent upon the geometry of the explosion.<ref>{{cite journal | author=S. D. Ryder, E. M. Sadler, R. Subrahmanyan, K. W. Weiler, N. Panagia, C. Stockdale | title=Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor? | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=2004 | volume=349 | issue=3 | pages=1093-1100 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.349.1093R | accessdate = 2007-02-01 }}</ref>

 

The light curves (a plot of luminosity versus time) of Type Ib supernovae vary in form, but in some cases can be nearly identical to those of Type Ia supernovae. However, Type Ib light curves may lower at peak luminosity and may be redder. In the [[infrared]] portion of the spectrum, the light curve of a Type Ib supernova is similar to a Type II-L light curve. (See [[Supernova]].)<ref>{{cite journal | last = Tsvetkov | first = D. Yu. | title=Light curves of type Ib supernova: SN 1984l in NGC 991 | journal=Soviet Astronomy Letters | year=1987 | volume=13 | pages=376-378 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987SvAL...13..376T | accessdate=2007-02-04 }}</ref>

 

 

 

 

[[en:Type Ib and Ic supernovae]]