Astronomia

Com hidrogênio ou sem: como o espectro organizou as supernovas em tipos I e II, Ia, Ib e Ic

Publicado em 13/10/2026 · Última alteração em 13/10/2026

Assuntos: Estrelas

Supernovas são classificadas pelo espectro perto do brilho máximo. As do tipo II mostram linhas de hidrogênio; as do tipo I não. Entre as I, a Ia tem silício forte e vem de uma anã branca; Ib e Ic são ligadas a estrelas massivas que perderam o envelope, com hélio visível (Ib) ou não (Ic). O tipo descreve as camadas externas, não o motor da explosão, e algumas fronteiras entre tipos são debatidas.

Um espectro é a luz de um astro separada por comprimento de onda; cada elemento químico deixa nele linhas, faixas escuras (absorção) ou brilhantes (emissão), em posições características. A supernova é mais brilhante perto do máximo, e é nessa fase que se obtém o espectro usado na classificação, que mostra as camadas mais externas da estrela. Quatro sinais bastam para ler a árvore de tipos: hidrogênio (H), hélio (He), silício ionizado (Si II) e a forma da curva de luz. Há duas famílias de mecanismo: a explosão termonuclear de uma anã branca e o colapso do núcleo de uma estrela massiva. Os mecanismos ficam em outros posts; aqui interessa o vocabulário.

Uma supernova que mudou de tipo

A SN 1993J, em M81, tinha linhas de hidrogênio no início e, três semanas depois, linhas de hélio típicas das Ib. Virou o exemplo mais estudado do tipo IIb: um objeto de transição entre as classes.

Minkowski, 1941: a primeira divisão

Segundo as revisões de Gal-Yam (2017) e Turatto (2003), Minkowski observou o espectro de 14 supernovas e separou 9 eventos quase homogêneos como tipo I e 5 como tipo II. Os II eram diversos, mas todos tinham hidrogênio; os I não. O critério era observacional: presença ou ausência de uma linha, sem exigir causa física. Em 1965, Zwicky propôs cinco classes; os raros tipos III, IV e V acabaram incluídos no tipo II.

Tipo I: silício, hélio e o que "sem hidrogênio" esconde

Até meados dos anos 1980, todas as supernovas sem hidrogênio eram "tipo I". Então se viu que parte delas, com hélio no espectro, formava um grupo fisicamente distinto: as Ib. As clássicas passaram a Ia, e as sem hélio forte ficaram Ic. A Ia se reconhece pelo silício ionizado; as Ib e Ic, pela ausência dele e pelo hélio (Ib) ou sua falta (Ic). Mas análises recentes acham hidrogênio na maioria das Ib, e a diferença Ib/Ic pode ser questão de grau.

Tipo II: platô, linha reta, transição e linhas estreitas

Nas supernovas II o critério deixa de ser só espectral. II-P e II-L se distinguem pela curva de luz: platô de 2 a 3 meses numa, queda linear na outra, com casos intermediários. As IIb começam como II e terminam parecendo Ib; a SN 1993J é o exemplo mais estudado. As IIn têm linhas estreitas de hidrogênio, em geral atribuídas à colisão com gás denso ao redor da estrela, mas seu critério de classificação é frágil.

Como sabemos o que o tipo diz sobre a estrela

O tipo vem das camadas externas e só se liga ao mecanismo por evidência independente. Para as Ia, há evidência direta de anãs brancas. Para as II-P, imagens anteriores à explosão encontraram supergigantes vermelhas como progenitoras (Smartt, 2015). Para as Ib e Ic, quase nenhuma progenitora foi detectada: a taxa e a baixa massa ejetada apontam para binárias. E um único espectro pode classificar errado, daí as revisões de rótulo.

Como sabemos

Os critérios de cada tipo vêm de duas revisões abertas independentes e concordantes; a ligação com mecanismo e progenitoras segue em debate para Ib e Ic.

Em debate: Estudos recentes encontram traços de hidrogênio na maioria das Ib, e Gal-Yam sugere unir Ib e IIb; a fronteira Ib/Ic também depende da força das linhas de hélio.

• Fato estabelecido: Em 1941, Minkowski classificou 14 supernovas pelo espectro: 9 eventos quase homogêneos formaram o tipo I e 5, diversos entre si mas todos com sinais de hidrogênio, formaram o tipo II. Em 1965, Zwicky propôs cinco classes, mas os raros tipos III, IV e V foram em geral incluídos no tipo II. [1] Seção 1 [2] Seção 2
  Contexto: Amostra de 14 supernovas observadas por Minkowski. · Limitações: O artigo original de 1941 não foi aberto; os números vêm da revisão de Gal-Yam. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: O espectro típico de uma supernova Ia perto do máximo não mostra linhas de hidrogênio nem de hélio e é dominado por linhas de elementos de massa intermediária, como cálcio, oxigênio, silício e enxofre; o silício ionizado (Si II) é a marca que a separa dos outros tipos sem hidrogênio. [1] Seção 1 [2] Seção 3
  Contexto: Supernovas Ia espectroscopicamente normais, com a SN 2011fe como exemplo na revisão de Gal-Yam. · Limitações: Há subclasses peculiares de Ia (como as parecidas com SN 1991T e SN 1991bg) com espectros e brilhos diferentes. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Há evidência direta e forte de que as supernovas Ia normais são explosões de anãs brancas, e de que várias outras classes são explosões de estrelas massivas. [1] Seção 1 [2] Seção 3
  Contexto: Supernovas Ia normais; para algumas subclasses de Ia, Ib e Ic só existe evidência circunstancial. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: As supernovas Ib se caracterizam pela ausência de hidrogênio e de silício forte e pela presença de hélio (He I); nas Ic as linhas fortes de hélio estão ausentes, e a classe Ic foi proposta quando se notou que alguns objetos não mostravam hélio forte. [2] Seção 4 [1] Seção 1
  Contexto: Classes introduzidas em meados dos anos 1980, quando se viu que parte das antigas "tipo I" formava um grupo fisicamente distinto das Ia. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Em debate: A fronteira entre Ib, Ic e IIb é discutida: análises recentes indicam que a maioria, talvez todas, as Ib mostram traços de hidrogênio, e Gal-Yam sugere que Ib e IIb poderiam ser unificadas; pequenas diferenças na profundidade óptica do hélio poderiam transformar Ib em Ic. [1] Seção 1 [2] Seção 4
  Contexto: Amostras pequenas de supernovas Ib; sugestão de revisão de nomenclatura feita por Gal-Yam (2017). · Limitações: Não está claro se já se observou uma Ib totalmente sem hidrogênio. · Debate real publicado sobre a definição das classes, não sobre a existência da explosão. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: As supernovas IIb têm espectros iniciais com linhas fortes de hidrogênio, como as do tipo II, e espectros tardios parecidos com os das Ib e Ic. [2] Seção 4.1
  Contexto: Classe definida pela evolução do espectro, não por um único espectro. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: No tipo II, as subclasses II-P e II-L foram definidas pela forma da curva de luz: a II-P tem um platô, a II-L declina em linha reta; juntas formam a maior parte das supernovas II, e não há separação nítida entre as duas. [1] Seção 1 [2] Seção 5
  Contexto: Aqui o critério é fotométrico (brilho ao longo do tempo), não espectral. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: As supernovas IIn mostram linhas de hidrogênio estreitas e brilhantes (em emissão), sem as largas absorções típicas; costuma-se interpretá-las como a interação do material da explosão com gás denso ao redor da estrela, mas o critério de classificação é frágil e algumas IIn se mostram comuns sob exame mais próximo. [2] Seção 5.1
  Contexto: CSM é o material circunstelar, o gás perdido pela estrela antes da explosão. · Limitações: Revisão de 2003; a classe é heterogênea e, segundo Gal-Yam (2017), pode conter explosões de anãs brancas em meio rico em hidrogênio. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: O tipo de uma supernova é atribuído pelos espectros iniciais, perto do brilho máximo, e por isso descreve as propriedades químicas e físicas das camadas mais externas da estrela que explode. [2] Seção 2 [1] Resumo
  Contexto: Todas as revisões lidas tratam a classificação como observacional. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: Os tipos se ligam a dois mecanismos: as Ia à explosão termonuclear de anãs brancas que acumulam matéria; as demais (Ib, Ic e II) ao colapso do núcleo de estrelas massivas. [2] Fig. 1, legenda
  Contexto: Esquema de classificação de Turatto (2003). · Limitações: Gal-Yam (2017) nota que, para algumas subclasses de Ia, Ib e Ic, a evidência é só circunstancial. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: Um cenário proposto ordena os tipos IIP, IIL, IIb, Ib e Ic pela massa decrescente do envelope de hidrogênio que a estrela ainda tinha ao explodir, com a perda de massa em binárias como possível causa. [2] Seção 5
  Contexto: Cenário citado por Turatto (2003) de outro estudo. · Limitações: Revisão de 2003; descrito como "general scenario has been proposed", não como fato. · Apresentado como cenário, não como resultado estabelecido. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Imagens anteriores à explosão mostraram que as progenitoras das supernovas II-P são supergigantes vermelhas, com massa inicial mínima estimada em cerca de 8 massas solares. [3] Resumo
  Contexto: Supernovas próximas, de 1999 a 2013, com imagens de arquivo do Hubble e de telescópios em solo. · Limitações: Poucas detecções (18 progenitoras e 27 limites superiores no total); para Ib/Ic só uma progenitora foi detectada. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Para as supernovas Ib/Ic não há progenitora clara em imagens de arquivo, e a taxa relativamente alta e as baixas massas ejetadas sugerem que estrelas em sistemas binários, e não só estrelas Wolf-Rayet isoladas, produzem a maior parte delas. [3] Seção 2.3
  Contexto: Revisão de 2015 sobre progenitoras de supernovas de colapso de núcleo. · Limitações: Resultado baseado em poucas detecções e em limites; a revisão chama de "sugestão", não de prova. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: Classificar uma supernova com um único espectro pode ser difícil e em parte subjetivo, e estudos mais detalhados às vezes mudam a classificação inicial. [2] Seção 1
  Contexto: Avaliação de Turatto (2003), mantida na revisão de Gal-Yam (2017) ao mencionar fronteiras ambíguas entre Ib e Ic. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A SN 1993J, na galáxia M81, é o exemplo mais bem estudado de IIb: seu espectro inicial tinha linhas de hidrogênio e, três semanas depois, mostrava linhas de hélio cada vez mais fortes, típicas das Ib. [2] Seção 4.1
  Contexto: Uma única supernova, a mais bem estudada da classe. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. Handbook of Supernovae (Springer), versão arXiv; Instituto Weizmann de Ciência — Observational and Physical Classification of Supernovae
   Gal-Yam, A. · 2017 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
2. Lecture Notes in Physics (Springer), versão arXiv; Osservatorio Astronomico di Padova — Classification of Supernovae
   Turatto, M. · 2003 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
3. Publications of the Astronomical Society of Australia (versão arXiv), Queen’s University Belfast — Observational constraints on the progenitors of core-collapse supernovae: the case for missing high mass stars
   Smartt, S. J. · 2015 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026

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