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== Espectros ==
[[Supernova]]s da categoria geral Tipo I são classificadas com base na falta de linhas de [[hidrogênio]] em seus [[espectro (física)|espectro]]s, em comparação com uma supernova Tipo II que apresenta linhas de hidrogênio. O Tipo Ib é diferenciado do [[supernova Tipo Ia|Tipo Ia]] devido à falta de uma [[raia espectral|faixa de absorção]] de [[silício]] isoladamente ionizado em um [[comprimento de onda]] de 635.5 [[nanómetro|nanômetro]]s. À medida que uma supernova Tipo Ib envelhece, ela também apresenta características espectrais mais fortes de [[hélio]] que supernovas de Tipo Ia. Por fim, o espectro de Tipo Ib contém faixas de elementos como [[oxigênio]], [[cálcio]] e [[magnésio]]. Em contraste, espectros de Tipo Ia ficam dominados por faixas de [[ferro]].<ref name="SAO">{{citecitar web | url = http://cosmos.swin.edu.au/entries/typeibsupernovaspectra/typeibsupernovaspectra.html?e=1 | title título= Espectros de Supernova de Tipo Ib | publisher publicado= Universidade Swinburne de Tecnologia | accessdate acessodata= [[8 de fevereiro]] de [[2007]] }}</ref>
Acredita-se que supernovas do Tipo Ib tenham origem em um evento praticamente idêntico ao de uma supernova do Tipo II, no qual uma estrela maciça sofre colapso no núcleo. Porém, a estrela progenitora de uma supernova de Tipo Ib expeliu sua camada externa de hidrogênio antes da explosão. Ao invés disso, as camadas externas dessas estrelas são compostas principalmente por [[hélio]], resultando em um espectro mais parecido com o de uma supernova do Tipo Ia. Supernovas do Tipo Ic diferem das do Tipo Ib por não terem também faixas de hélio.<ref name="SAO" />
== Formação ==
[[FileImagem:Evolved star fusion shells.svg|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, a próxima camada que é feita principalmente por hélio (misturado com outros elementos) fica exposta. 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<sup>−5</sup> massas solares por ano (ou o equivalente a uma massa solar a cada 100.000 anos.)<ref>{{cite journalcitar periódico|autor author=L. M. Dray, C. A. Tout, A. I. Karakas, J. C. Lattanzio | titletítulo=Enriquecimento químico por Wolf-Rayet e estrelas assintóticas gigantes | journalperiódico=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society | yearano=2003 | volume=338 | pagespáginas=973-989 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.338..973D | accessdateacessodata=[[8 de fevereiro]] de [[2007]] }}</ref>
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The progenitors of Types 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 3–4 [[solar mass]]es.<ref>{{cite conferencecitar conferência| lastúltimo = Pols | firstprimeiro = Onno | title título= Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae | booktitle títulolivro= Proceedings of the The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research | pages páginas= 153-158 | date data= 26 October - 1 November, 1995 | location local= Chiang Mai, Thailand | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997rdbs.conf..153P | accessdate acessodata= 2006-11-29 }}</ref><ref name="woosley95">{{cite conferencecitar conferência|autor author=Woosley, S. E.; Eastman, R. G. | title título=Type Ib and Ic Supernovae: Models and Spectra | booktitle títulolivro=Proceedings of the NATO Advanced Study Institute | pages páginas=821 | publisher publicado=Dordrecht: Kluwer Academic Publishers |data=20–30 datede =Junejunho 20-30,de 1995 | location local=Begur, Girona, Spain | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/1997thsu.conf..821W | accessdate acessodata= 2007-05-09 }}</ref> Type 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 Ic supernovae may be the progenitors of [[gamma ray bursts]] (GRB), though it is also believed that any hydrogen-stripped Type Ib or Ic supernova could be a GRB, dependent upon the geometry of the explosion.<ref>{{cite journalcitar periódico|autor author=S. D. Ryder, E. M. Sadler, R. Subrahmanyan, K. W. Weiler, N. Panagia, C. Stockdale | titletítulo=Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor? | journalperiódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | yearano=2004 | volume=349 | issuenúmero=3 | pagespáginas=1093-1100 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.349.1093R | accessdate acessodata= 2007-02-01 }}</ref>
As they are formed from rare, very massive stars, the rate of Type Ib and Ic supernovae occurrence is much lower than the corresponding rate for Type II supernovae.<ref>{{citecitar web |autor author=E. M. Sadler, D. Campbell | year ano= 1997 | url = http://www.atnf.csiro.au/pasa/14_2/sadler/paper/node4.html | title título= A first estimate of the radio supernova rate | publisher publicado= Astronomical Society of Australia | accessdate acessodata= 2007-02-08 }}</ref> They normally occur in regions of new star formation, and have never been observed in an [[elliptical galaxy]].<ref name="woosley95" />Because they share a similar operating mechanism, Type Ib, Ic and the various Type II supernovae are collectively called core-collapse supernovae.
== Light curves ==
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 journalcitar periódico| lastúltimo = Tsvetkov | firstprimeiro = D. Yu. | titletítulo=Light curves of type Ib supernova: SN 1984l in NGC 991 | journalperiódico=Soviet Astronomy Letters | yearano=1987 | volume=13 | pagespáginas=376-378 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987SvAL...13..376T | accessdateacessodata=2007-02-04 }}</ref>
Type Ia supernovae light curves are useful for measuring distances on a cosmological scale. That is, they serve as [[standard candle]]s. However, due to the similarity of the spectra of Type Ib and Ic supernovae, the latter can form a source of contamination of supernova surveys and must be carefully removed from the observed samples before making distance estimates.<ref>{{cite journalcitar periódico| lastúltimo = Homeier | firstprimeiro = N. L. | titletítulo=The Effect of Type Ibc Contamination in Cosmological Supernova Samples | journalperiódico=The Astrophysical Journal | yearano=2005 | volume=620 | pagespáginas=12–20 | url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/427060 | accessdateacessodata=2007-02-04 }}</ref>-->
{{Referências}}
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