Сверхновые типа Ib и Ic — категории сверхновых, возникающих вследствие гравитационного коллапса ядра массивной звезды. Такие звёзды исчерпали или утратили внешние водородные оболочки и, при сравнении со спектрами сверхновых типа Ia, лишены линий поглощения кремния. По сравнению со сверхновыми типа Ib, сверхновые типа Ic предположительно утратили большую часть начальной оболочки, включая большую часть гелия. В англоязычной литературе сверхновые обоих типов называют stripped core-collapse supernovae (сверхновые вследствие коллапса ядра, лишённые оболочки).
При наблюдении сверхновой её можно отнести к одному из классов в соответствии с классификацией Минковского — Цвикки на основе линий поглощения, наблюдаемых в спектре[4]. Первоначально сверхновую относят к типу I или типу II, затем происходит отнесение к одному из подтипов. Сверхновые, принадлежащие к типу I, не содержат линий водорода в спектре; сверхновые II типа обладают водородными линиями. Тип I делят на подтипы Ia, Ib и Ic[5].
Сверхновые подтипов Ib/Ic отделяют от сверхновых Ia по отсутствию линий поглощения однократно ионизованного кремния на длине волны 635,5 нанометров[6]. С течением времени сверхновые типа Ib и Ic показывают линии таких элементов, как кислород, кальций и магний. Напротив, в спектрах типа Ia сильны линии железа[7]. Сверхновые подтипа Ic разделяют со сверхновыми подтипа Ib, поскольку у первых также не проявляются линии гелия на длине волны 587,6 нанометров[7].
До того, как сформировать сверхновую, массивная звезда на поздней стадии эволюции обладает структурой, напоминающей луковицу, в которой слои различных элементов накапливаются по мере протекания термоядерных реакций. Внешний слой состоит из водорода, затем следует гелий, углерод, кислород, и так далее. Когда внешняя оболочка утрачивается (её сдувает), то обнажается следующий слой, состоящий в основном из гелия (смешанного с другими элементами). Такое может произойти, когда очень горячая массивная звезда достигает точки эволюции, после которой происходит значительная потеря массы посредством звёздного ветра. Звёзды с большой массой (25 и более масс Солнца) могут терять до 10−5 масс Солнца в год, то есть массу Солнца за сто тысяч лет[8].