La duda es muy buena, porque el esquema que planteas funciona como primera aproximación, pero la evolución estelar real —sobre todo cuando entran en juego binarias y pérdida de masa— es bastante más variada
Type Ib and Ic supernovae.
Chandrasekhar no es el criterio del colapso de núcleo
Lo primero que matizaría es que el límite de Chandrasekhar (~1,4 M☉) no es el criterio que hace colapsar el núcleo de una estrella masiva. Ese límite es fundamental para las enanas blancas, y está relacionado con la presión de degeneración electrónica.
En una estrella masiva que ha fabricado un núcleo de hierro, el problema es distinto: el hierro ya no proporciona energía mediante fusión y, al continuar el proceso, entran en juego la fotodesintegración y las capturas electrónicas. El núcleo pierde capacidad de sostenerse y colapsa. Los textos que has citado describen precisamente esta sucesión de combustiones hasta llegar al hierro.
¿Y las tipo Ic?
Aquí está la clave: las Ib e Ic son, en esencia, supernovas de colapso de núcleo de estrellas masivas que han perdido sus envolturas exteriores. Hoy se agrupan, junto con las IIb, bajo el paraguas de
supernovas de envoltura despojada (stripped-envelope SNe): todas son de colapso de núcleo, y lo que las distingue es cuánta H y He queda en la envoltura en el momento de la explosión
A physically motivated classification of stripped-envelope supernovae.
- IIb: transición entre II e Ib, H muy pobre pero He abundante
- II: conserva una envoltura apreciable de hidrógeno
- Ib: prácticamente ha perdido el hidrógeno, pero todavía conserva helio
- Ic: ha perdido tanto el hidrógeno como la mayor parte o la totalidad del helio exterior
Por tanto, una Ic no requiere necesariamente que la progenitora haya sido una Wolf-Rayet "clásica", aunque las estrellas Wolf-Rayet (especialmente WC/WO) son un candidato natural para algunos progenitores. La pérdida de masa puede producirse mediante vientos estelares muy intensos, pero la interacción con una compañera binaria es especialmente importante, porque permite desnudar una estrella sin necesidad de que sea extraordinariamente masiva
How much H and He is 'hidden' in SNe Ib/c?.
Esto encaja bastante bien con la descripción que aparece en Ryden para las Ib: estrellas masivas cuyo núcleo colapsa después de haber perdido las capas ricas en hidrógeno. La extensión a Ic consiste esencialmente en haber perdido también la capa de helio.
¿Y SN 1987A?
Aquí tienes un ejemplo estupendo de por qué el esquema "estrella masiva → supergigante roja → supernova II" no debe tomarse como una secuencia obligatoria.
SN 1987A fue una supernova de tipo II, concretamente una II peculiar, y su progenitora, Sanduleak −69° 202, era una supergigante azul de tipo espectral B3, no una supergigante roja
SN 1987A.
El punto interesante es precisamente éste: la estrella no tenía por qué encontrarse en la fase de supergigante roja cuando explotó. La evolución de una estrella masiva puede verse alterada por pérdida de masa, mezcla interna, rotación e interacción con una compañera. Los modelos actuales sitúan la masa inicial de la progenitora en torno a 14-20 M☉, con un núcleo de helio de unas pocas masas solares, coherente con una B3 supergigante azul compacta fruto, probablemente, de un merger binario previo
The quest for blue supergiants: binary merger models for SN 1987A.
Así que no hace falta recurrir a una estrella "hipermasiva" ni al límite de Eddington para explicarla. El hecho fundamental es que ser de tipo espectral B sólo nos dice que la superficie era caliente; no significa que la estrella estuviera en secuencia principal ni que su masa tuviera que ser extraordinaria.
Los libros que tienes lo reflejan de forma bastante clara:
Astronomy: A Self-Teaching Guide considera a las estrellas de ≳8 M☉ progenitoras de supernovas de colapso y señala específicamente a SN 1987A como una supernova de este tipo, destacando la detección de sus neutrinos como confirmación espectacular del escenario de colapso. Morison también clasifica 1987A como una supernova de tipo II y la trata dentro de la evolución de las estrellas masivas.
tu Esquema revisado sería mas bien;
En resumen, yo sustituiría tu esquema por algo más parecido a esto:
Estrella masiva → evolución nuclear → pérdida de masa / interacción binaria / rotación → envoltura conservada al morir → tipo de supernova:
- H abundante → II (con subtipos II-P, II-L, IIn según la curva de luz/espectro)
- H muy pobre, He abundante → IIb
- H ausente, He presente → Ib
- H y He muy reducidos → Ic
Mientras que: Enana blanca de C/O → explosión termonuclear → Ia.
Y aquí está probablemente la idea más importante: el tipo de supernova nos informa mucho de las capas que tenía la estrella justo antes de explotar, pero no determina por sí solo toda su historia evolutiva.
Así que tu intuición con 1987A era correcta: efectivamente, es un caso que no encaja en una evolución rígida pasando necesariamente por una supergigante roja. Y precisamente por eso es tan interesante.
Por cierto, para profundizar en esto, más que un libro de estrellas variables buscaría uno específicamente dedicado a evolución estelar y estructura de estrellas masivas, porque el papel de binarias y pérdida de masa es fundamental para entender las Ib/Ic y casos como 1987A.
ANEXOS
Referencias
la KiloNova GRB 230307A: Fusión y Formación de Elementos Pesadoshttps://www.atlasoftheuniverse.com/espanol/redshift.htmlMagnetars: Forjadores de Explosiones Cósmicas.¿se puede ver un Púlsar visualmente al telescopio?: el caso M-1Observando Cygnus X-1, un agujero negro !Observación de un neutrino cósmico de ultra-alta energía con KM3NeT
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