Datos técnicos
## Supernovas de Tipo IIb Las **supernovas de Tipo IIb** son un tipo muy interesante porque están a medio camino entre las supernovas de Tipo II y las supernovas de Tipo Ib. Al principio, su espectro puede parecer el de una **supernova Tipo II**, porque muestra señales de **hidrógeno**. Sin embargo, con el paso de los días o semanas, esas líneas de hidrógeno se debilitan mucho o casi desaparecen, y el espectro empieza a parecerse más al de una **supernova Tipo Ib**, donde destacan las líneas de **helio**. Por eso se llaman **Tipo IIb**: empiezan como una Tipo II, pero evolucionan hacia un aspecto parecido al de una Tipo Ib. ### ¿Qué estrella produce una supernova IIb? Una supernova IIb procede de una **estrella masiva** que ha perdido casi toda su envoltura exterior de hidrógeno antes de explotar. Esa pérdida de hidrógeno puede deberse a vientos estelares muy fuertes, pero muchas veces se piensa que la causa principal es la presencia de una **estrella compañera**. En un sistema binario, una estrella cercana puede arrancar parte de las capas externas de la estrella que acabará explotando. Cuando llega el colapso del núcleo, la estrella todavía conserva algo de hidrógeno, pero muy poco. Por eso al principio el hidrógeno se ve en el espectro, pero después queda dominado por capas más internas ricas en helio. ### Qué se ve en el espectro En las primeras fases, el espectro de una Tipo IIb puede mostrar líneas de hidrógeno, especialmente **H alfa**, situada en 6563 Å en reposo. Pero esa H alfa no suele ser tan fuerte y persistente como en una supernova Tipo II normal. A medida que la supernova evoluciona, la señal de hidrógeno se debilita y empiezan a destacar líneas de **He I**, especialmente: **He I 5876 Å** **He I 6678 Å** **He I 7065 Å** Estas líneas de helio son muy importantes para reconocer la transición hacia un aspecto de Tipo Ib. También pueden aparecer líneas de otros elementos como calcio, oxígeno, hierro y sodio. Como en otras supernovas de colapso de núcleo, las líneas suelen ser anchas porque el material expulsado se mueve a velocidades de miles o incluso decenas de miles de kilómetros por segundo. ### El perfil P-Cygni En muchos espectros de supernovas IIb se observan perfiles **P-Cygni**. Este perfil tiene una parte de emisión y una absorción desplazada hacia el azul. La emisión indica gas caliente brillando. La absorción azul indica material expulsado que viene hacia nosotros y absorbe parte de la luz. Gracias a ese desplazamiento hacia el azul se puede estimar la velocidad de expansión del material. Por ejemplo, si la absorción de H alfa o de He I aparece desplazada hacia longitudes de onda más cortas, eso nos indica que el gas se mueve a gran velocidad hacia el observador. ### Diferencia con otros tipos Una **Tipo II normal** conserva bastante hidrógeno y mantiene líneas de hidrógeno claras durante mucho tiempo. Una **Tipo Ib** prácticamente no muestra hidrógeno, pero sí líneas fuertes de helio. Una **Tipo IIb** está entre ambas: conserva solo una pequeña cantidad de hidrógeno. Por eso al principio parece Tipo II, pero después se comporta más como Tipo Ib. ### Resumen sencillo Una supernova Tipo IIb es la explosión de una estrella masiva que ha perdido casi toda su capa exterior de hidrógeno antes de morir. Al principio todavía vemos algo de hidrógeno en el espectro, por eso se clasifica dentro del grupo de las Tipo II. Pero más tarde el hidrógeno se debilita y aparecen con más fuerza las líneas de helio, haciendo que el espectro recuerde a una Tipo Ib. En pocas palabras: una Tipo IIb es una supernova de transición. Nos muestra una estrella masiva casi desnuda, con muy poco hidrógeno, que al explotar deja ver primero sus capas externas residuales y después las capas interiores ricas en helio.
Datos técnicos
- Fecha de observación: 2026-06-10
- Lugar: UTAH
- Telescopio: 43cm
- Filtro: V
2026dix TNS discovered 2026/02/16.393 by MASTER Found in NGC 3913 at R.A. = 11h50m37s.428, Decl. = +55°21'12".92 Located 12".7 west and 1".0 south of the center Type IIb (z=0.0032)