Supernova tipo Ib e Ic: diferenças entre revisões
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Antes de se tornar uma supernova, uma estrela massiva 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 massiva muito quente atinge um ponto em sua evolução em que perda de massa significativa está acontecendo por causa de seu vento estelar. Estrelas altamente massiva (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>{{citar periódico|autor =L. M. Dray, C. A. Tout, A. I. Karakas, J. C. Lattanzio |título=Enriquecimento químico por Wolf-Rayet e estrelas assintóticas gigantes |periódico=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |ano=2003 | volume=338 |páginas=973-989 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.338..973D |acessodata=8 de fevereiro de 2007 }}</ref>
Supõe-se que as supernovas do tipo Ib e Ic são produzidas pelo colapso de estrelas de grande massa. Nas supernovas tipo Ib, a estrela progenitora passa por um processo de perda das camadas de hidrogênio, situadas nas regiões mais externas da estrela colapsante. Já a supernova Ic, além da perda das camadas de hidrogênio, também há a perda significativa ou de todas as camadas de hélio.<ref>{{citar periódico |último=Filippenko |primeiro=A.V. |
{{Referências}}
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