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#넘겨주기 [[개새끼]]
{{위키데이터 속성 추적}}
{{다른 뜻|초신성 (음악 그룹)||음악 그룹}}
[[파일:Keplers supernova.jpg|섬네일|300px|오른쪽|케플러 초신성 [[SN 1604]]의 [[초신성 잔해|잔해]]]]
'''초신성'''(超新星, supernova)은 [[신성 (천체)|신성]](nova)보다 [[에너지]]가 큰 별의 폭발을 의미한다. 초신성은 그 [[광도 (천문학)|광도]]가 극도로 낮으며,폭발적인 [[방사선]]을 일으키기에, 어두워질 때까지 수 주 또는 수 개월에 걸쳐 한 개 [[은하]] 전체에 필적하는 밝기로 빛난다. 이 긴 기간 동안 초신성은 [[태양]]이 평생에 걸쳐 발산할 것으로 추측되는 에너지만큼의 방사선을 방출한다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Giacobbe | 이름=F. W.
| 연도=2005
| 제목=How a Type II Supernova Explodes
| 저널=[[이론물리학 전자 저널|Electronic Journal of Theoretical Physics]]
| volume=2 | issue=6 | 쪽=30–38
| bibcode=2005EJTP....2f..30G
| 이탤릭체=예
}}</ref> 폭발의 결과 항성은 구성 물질의 대부분 또는 전체를 토해낸다.<ref>
{{웹 인용
| 날짜=2007-10-04
| 제목=Introduction to Supernova Remnants
| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
| 출판사=[[NASA]]/[[고다드 우주 비행 센터|GSFC]]
| 확인날짜=2011-03-15
}}</ref> 이때 그 속도는 30,000 km/s([[빛의 속도|광속]]의 10%)까지 가속되며, 주위 [[성간 매질]]에 [[충격파]]를 일으킨다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Schawinski |이름=K.
| 연도=2008
| 제목=Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant
| 저널=[[사이언스|Science]]
| volume=321 | issue=5886 | pages=223–226
| doi=10.1126/science.1160456
| pmid=18556514
|bibcode = 2008Sci...321..223S
| display-authors=1
| last2=Justham
| first2=S.
| last3=Wolf
| first3=C.
| last4=Podsiadlowski
| first4=P.
| last5=Sullivan
| first5=M.
| last6=Steenbrugge
| first6=K. C.
| last7=Bell
| first7=T.
| last8=Roser
| first8=H.-J.
| last9=Walker
| first9=E. S. |arxiv = 0803.3596 |이탤릭체=예}}</ref> 충격파가 휩쓸고 간 자리에는 팽창하는 가스와 먼지의 껍질이 남게 되고, 이것을 [[초신성 잔해]]라고 부른다.
‘신성’(''Nova'')이란 ‘새로운’이라는 의미의 [[라틴어]] 낱말에서 유래된 것으로, [[천구]]상에 매우 밝은 별이 새로 나타난 것처럼 보이는 것을 칭한 것이며, 접두사 ‘초-’(super-)는 초신성이 광도가 훨씬 떨어지는 보통의 신성과는 구분되는 존재라는 것을 의미한다. ‘초신성’(''supernova'')이라는 단어는 1931년에 [[발터 바데]]와 [[프리츠 츠비키]]가 만들어낸 조어이다.<ref name=baas33_1330/>
초신성이 생성될 수 있는 방법은 [[밀집성|죽은 별]]에 갑작스러운 [[핵융합]] 재점화가 일어나거나, 또는 거대한 별의 중심핵이 붕괴하거나 두 가지가 있다. 별의 시체라고 할 수 있는 [[백색 왜성]]이 [[쌍성|동반성]]으로부터 물질을 빼앗아 갈 때, [[강착]] 현상이 일어나거나 아예 동반성과 하나가 되거나 하여, 빼앗은 물질이 충분히 누적되면 백색 왜성의 중심핵 온도가 상승하여 [[탄소발화]]가 일어난다. 그리하여 [[탄소 연소 과정|탄소 핵융합]]에 불이 붙으면 [[열폭주]]가 일어나 별을 완전히 파열시키게 된다. 또는 질량이 거대한 별의 중심핵이 갑작스런 [[중력 붕괴]]를 일으키고, 그로 인하여 [[위치 에너지|중력 위치 에너지]]를 발산할 때 역시 초신성 폭발이 일어난다.
[[우리 은하]]에서는 [[케플러 초신성]](SN 1604) 이후 초신성이 한 개도 발견되지는 못했지만, 초신성 잔해들을 살펴보면 우리 은하에서도 한 세기당 평균 약 세 번의 초신성 폭발 사건이 일어나고 있음을 알 수 있다.<ref name="supernova rate">{{뉴스 인용
| 날짜=2008-05-14
| 제목=Discovery of Most Recent Supernova in Our Galaxy
| url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2008/may/HQ_08126_Chandra_Supernova.html
| 출판사=[[NASA]]
| 확인날짜=2012-12-20
| archive-date=2013-03-20
| archive-url=https://web.archive.org/web/20130320102911/http://www.nasa.gov/home/hqnews/2008/may/HQ_08126_Chandra_Supernova.html
| url-status=
}}</ref> 초신성은 성간 매질에 [[원자 질량|질량]]이 큰 [[화학 원소|원소]]의 양을 늘리는 데 결정적인 역할을 한다([[핵합성]]).<ref>
{{서적 인용
| 성=Whittet | 이름=D. C. B.
| 연도=2003
| 제목=Dust in the Galactic Environment
| 쪽=45–46
| publisher=[[CRC Press]]
| isbn=0-7503-0624-6 |이탤릭체 = 예
}}</ref> 뿐만 아니라, 초신성 폭발로 인한 충격파는 새로운 별의 형성의 방아쇠 역할을 한다.<ref name="aaa128" /><ref>{{웹 인용
| 성=Allen
| 이름=J.
| 날짜=1998-02-02
| 제목=Supernova Effects
| url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980202b.html
| 출판사=[[NASA]]/[[고다드 우주 비행 센터|GSFC]]
| 확인날짜=2007-02-02
| 보존url=https://web.archive.org/web/20061211103854/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980202b.html
| 보존날짜=2006-12-11
| url-status=dead
}}</ref><ref>
{{저널 인용
| 성=Boss |이름=A. P.
| 연도=2008
| 제목=Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave
| 저널=[[천체물리학 저널 부록|Astrophysical Journal Letters]]
| volume=686 | issue=2 | 쪽=L119–122
| bibcode=2008ApJ...686L.119B
| doi=10.1086/593057
| display-authors=1
| last2=Ipatov
| first2=Sergei I.
| last3=Keiser
| first3=Sandra A.
| last4=Myhill
| first4=Elizabeth A.
| last5=Vanhala
| first5=Harri A. T.
|arxiv = 0809.3045 | 이탤릭체=예}}</ref>
== 초신성 관측의 역사 ==
{{본문|초신성 관측의 역사}}
[[파일:Crab Nebula.jpg|섬네일|240px|[[게 성운]]은 [[초신성 1054|SN 1054]]와 관련이 있는 [[펄사 성운]]이다.]]
[[파일:Chinese report of guest star identified as the supernova of 1054 (SN 1054) in the Lidai mingchen zouyi (历代名臣奏议).jpg|섬네일|240px|《역대명신주의(歴代名臣奏議)》에 기록된 객성. 강조된 부분이 SN 1054의 밝기에 관한 언급이다.]]
[[히파르코스]]의 붙박이별에 대한 관심이 초신성 관측에 영향을 끼쳤을 수 있다(플리니우스에 따름).<ref name="history">
{{서적 인용
|성=Motz |이름=L.
|공저자=Weaver, J. H.
|연도=2001
|제목=The Story of Astronomy
|url=http://books.google.com/?id=HRcddzNMlzkC&pg=PA76&dq#v=onepage&q=&f=false
|출판사=[[Basic Books]]
|쪽=76
|isbn=0-7382-0586-9 |이탤릭체 = 예
}}</ref> 최초로 기록된 초신성인 [[SN 185]]는 서기력 185년에 [[중국의 천문학|중국의 천문학자]]들이 관측하였다. 기록된 초신성 중 가장 밝은 초신성이었던 [[SN 1006]]은 중국과 [[이슬람 천문학|이슬람 천문학자]]들이 상세하게 묘사하였다.<ref>[http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html "Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star"] {{웨이백|url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html|date=20030402121341}} (Press release). [[미국 국립광학천문대|National Optical Astronomy Observatory]]. 2003-03-05.</ref> 세계적으로 널리 관측된 초신성 [[SN 1054]]는 [[게 성운|게자리 성운]]을 만들어냈다. 우리 은하에서 육안으로 관측된 가장 최근의 초신성인 [[SN 1572]]와 [[SN 1604]]는 달과 행성 너머의 우주는 불변하다는 [[아리스토텔레스]]적 우주관을 공박하는 증거로 사용됨으로써 유럽 천문학의 발전에 엄청난 영향을 끼쳤다.<ref>Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1981-06-29). "The Historical Supernovae". ''Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute''. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel. pp. 355–370. Bibcode:[http://adsabs.harvard.edu/abs/1982sscr.conf..355C 1982sscr.conf..355C.]</ref> [[카시오페아자리]]에서 발견된 SN 1572는 [[튀코 브라헤]]가 관측하였으며,<ref name="history"/> 동 세대 두 번째 초신성이었던 [[SN 1604]]는 [[요하네스 케플러]]에 의해 1604년 10월 17일부터 연구되었다.<ref>{{웹 인용
|제목=Bill Blair's Kepler's Supernova Remnant Page
|url=http://fuse.pha.jhu.edu/~wpb/Kepler/kepler.html
|확인날짜=2009-10-07
|보존url=https://web.archive.org/web/20160316154134/http://fuse.pha.jhu.edu/~wpb/Kepler/kepler.html
|보존날짜=2016-03-16
|url-status=dead
}}</ref>
[[망원경]]의 발달에 따라, 초신성 발견의 무대는 다른 은하로까지 확장되었으며, 그 시작을 알린 것이 1885년, [[안드로메다 은하]]의 [[안드로메다자리 S]](SN 1885A)였다. 초신성은 우주적 단위의 거리 결정에 있어 중요한 정보를 제공한다.<ref>{{웹 인용
|성 = van Zyl
|이름 = J. E.
|연도 = 2003
|제목 = Variable Stars VI
|url = http://www.aqua.co.za/assa_jhb/new/canopus/can2003/c039litu.htm
|출판사 = [[남아프리카 천문학회|Astronomical Society of Southern Africa]]
|확인날짜 = 2006-09-27
|보존url = https://web.archive.org/web/20060923095244/http://www.aqua.co.za/assa_jhb/new/canopus/can2003/c039litu.htm
|보존날짜 = 2006-09-23
|url-status = dead
}}</ref> 20세기에는 초신성의 여러 가지 형성 모형이 성공적으로 마련되었으며, 항성 형성 과정에 있어 초신성의 역할에 대한 과학자들의 이해 역시 계속해서 증대되고 있다. 미국의 천문학자 [[루돌프 민코프스키]]와 [[프리츠 츠비키]]는 1941년부터 근대적인 초신성 분류의 계획을 시작하였다.<ref>
{{저널 인용
| 성=da Silva | 이름=L. A. L.
| 연도=1993
| 제목=The Classification of Supernovae
| 저널=[[천체물리학과 우주과학|Astrophysics and Space Science]]
| volume=202 | issue=2 | 쪽=215–236
| bibcode=1993Ap&SS.202..215D
| doi=10.1007/BF00626878 |이탤릭체=예
}}</ref>
1960년대, 천문학자들은 초신성의 최대 밝기가 [[우주 거리 사다리|표준촉광]]으로 사용될 수 있으며, 고로 천문학적 단위의 지표가 될 수 있다는 것을 발견했다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Kowal | 이름=C. T.
| 연도=1968
| 제목=Absolute magnitudes of supernovae
| 저널=[[천문학 저널|Astronomical Journal]]
| volume=73 | 쪽=1021–1024
| bibcode=1968AJ.....73.1021K
| doi=10.1086/110763 | 이탤릭체=예
}}</ref> 가장 멀리 떨어진 초신성들 중 일부를 최근 관찰한 결과, 예상보다 어두운 것이 확인되었다. 이것은 우주의 팽창이 [[가속 우주|가속]]되고 있다는 관점을 뒷받침한다.<ref name="Leibundgut">
{{저널 인용
| 성=Leibundgut |이름=B.
| 공저자=Sollerman, J.
| 연도=2001
| 제목=A cosmological surprise: the universe accelerates
| url=http://www.eso.org/~bleibund/papers/EPN/epn.html
| 저널=[[Europhysics News]]
| volume=32 | issue=4 | 쪽=121
| doi=10.1051/epn:2001401
|bibcode = 2001ENews..32..121L | 이탤릭체=예}}</ref><ref name="CNRS">
{{뉴스 인용
| 날짜=2003-08-19
| 제목=Confirmation of the accelerated expansion of the Universe
| url=http://www2.cnrs.fr/en/45.htm?&debut=160xt/
| 출판사=[[프랑스 국립과학연구센터|Centre National de la Recherche Scientifique]]
| 확인날짜=2006-11-03
}}</ref> 관측된 바 없는 초신성 폭발을 재구성하기 위한 기술이 개발되었다. [[카시오페아자리 A]]의 초신성 폭발시기는 [[성운]]에 반사된 [[빛 메아리]]를 통해,<ref>
{{저널 인용
| 성=Fabian | 이름=A. C.
| 연도=2008
| 제목=A Blast from the Past
| 저널=[[사이언스|Science]]
| volume=320 | issue=5880 | 쪽=1167–1168
| doi=10.1126/science.1158538
| pmid=18511676 | 이탤릭체=예
}}</ref> 초신성 잔해 [[RX J0852.0-4622]]의 시기는 온도 측정과<ref>
{{저널 인용
| 성=Aschenbach | 이름=B.
| 연도=1998
| 제목=Discovery of a young nearby supernova remnant
| 저널=[[네이처|Nature]]
| volume=396 | issue=6707 | 쪽=141–142
| doi=10.1038/24103
|bibcode = 1998Natur.396..141A | 이탤릭체=예}}</ref> [[티타늄 44]]의 방사능 붕괴로 인해 발생하는 [[감마선]]을 통해 추산할 수 있었다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Iyudin |이름=A. F.
| 연도=1998
| 제목=Emission from <sup>44</sup>Ti associated with a previously unknown Galactic supernova
| 저널=[[네이처|Nature]]
| volume=396 | issue=6707 | 쪽=142–144
| doi=10.1038/24106
|bibcode = 1998Natur.396..142I
| display-authors=1
| last2=Schönfelder
| first2=V.
| last3=Bennett
| first3=K.
| last4=Bloemen
| first4=H.
| last5=Diehl
| first5=R.
| last6=Hermsen
| first6=W.
| last7=Lichti
| first7=G. G.
| last8=Van Der Meulen
| first8=R. D.
| last9=Ryan
| first9=J. | 이탤릭체=예}}</ref> 2009년에는 과거 초신성 폭발과 일치하는 시기의 남극의 얼음 침전물 속에서 [[질산염]]이 발견되었다.<ref>
{{저널 인용
| 저자=
| 날짜=2009-03-04
| 제목=Ancient supernovae found written into the Antarctic ice
| url=http://www.newscientist.com/article/mg20126984.800-ancient-supernovae-found-written-into-the-antarctic-ice.html
| 저널=[[뉴 사이언티스트|New Scientist]]| issue=2698
| author1=<Please add first missing authors to populate metadata.> | 이탤릭체=예
}}</ref><ref>Motizuki, Y.; ''et al.'' (2009). "An Antarctic ice core recording both supernovae and solar cycles". arXiv:[http://arxiv.org/abs/0902.3446 0902.3446] [http://arxiv.org/archive/astro-ph.HE astro-ph.HE]</ref>
== 초신성의 발견 ==
[[파일:The remains of a star gone supernova.jpg|섬네일|270px|별이 사라지고 남은 초신성 잔해.<ref>{{뉴스 인용|제목=The remains of a star gone supernova|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1317a/|확인날짜=2013-04-30|출판사=ESA/Hubble Picture of the Week}}</ref>]]
처음에는 단순히 [[신성 (천체)|신성]]의 새로운 범주에 대한 것이라고 생각된 초기 작업은 1930년대에 윌슨 산 천문대의 [[발터 바데]]와 [[프리츠 츠비키]]가 수행하였다.<ref name="Baade1934">
{{저널 인용|이탤릭체=예
|last1=Baade |first1=Walter
|last2=Zwicky |first2=Fritz
|date=1934
|title=On Super-novae
|journal=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]
|volume=20 |issue=5 |pages=254–259
|bibcode=1934PNAS...20..254B
|doi=10.1073/pnas.20.5.254
|pmc=1076395
|pmid=16587881
}}</ref> ‘초 신성’(''super-novae''; novae는 nova의 복수형)이라는 이름이 1931년에 [[캘리포니아 공과대학교]]에서 바데와 츠비키가 진행한 강의에서 처음 사용되었으며, 1933년 [[미국 천문학회]] 회합 때 공개적으로 사용되었다.<ref name="baas33_1330">
{{저널 인용|이탤릭체=예
|last1=Osterbrock |first1=Donald E.
|year=2001
|title=Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?
|journal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]]
|volume=33 |pages=1330
|bibcode=2001AAS...199.1501O
}}</ref> 1938년쯤에는 super와 novae 사이의 하이픈(-)이 사라지고, 현재의 ‘초신성’(supernova)라는 단어가 사용되게 되었다.<ref>{{서적 인용
| 저자=Murdin, Paul; Murdin, Lesley
| 제목=Supernovae | 쪽=42 | 판=2nd
| 출판사=Cambridge University Press
| 연도=1985 | isbn=0-521-30038-X |이탤릭체=예}}</ref> 초신성은 우리 은하에서는 약 50년에 한 번 꼴로 발생하는, 은하계에서 상대적으로 드문 사건이기 때문에,<ref name="supernova rate" /> 연구를 위한 초신성 표본의 획득은 다수의 은하에 대한 정기적 감시를 필요로 한다.
다른 은하에서 발생하는 초신성을 미리 예측할 수 있는 유의미한 방법은 없다. 보통 초신성이 발견되었을 때는 이미 진행 중인 상태이다.<ref>
{{웹 인용
| 성=Bishop | 이름=D.
| 날짜=2011-03-14
| 제목=Bright Supernovae
| url=http://www.rochesterastronomy.org/snimages/
| 출판사=Rochester's Astronomy Club
| 확인날짜=2011-03-15
}}</ref> 초신성에 대한 과학적 관심의 대부분—거리 측정에 사용하기 위한 [[표준촉광]]이라던지—은 그 밝기가 절정에 달했을 때의 관측값을 필요로 한다. 고로 초신성이 최대 밝기에 이르기 전에 찾아내는 것이 중요하다. 천문학 전문가들을 수적으로 훨씬 뛰어넘는 [[아마추어 천문학|아마추어 천문학자]]들 역시 [[광학 망원경]]을 이용해 가까운 은하를 살피고 이전의 사진과 대조하는 방식으로 초신성 탐색에 중요한 역할을 하고 있다.<ref>
{{서적 인용
|성=Zuckerman |이름=B.
|성2=Malkan |이름2=M. A.
|연도=1996
|제목=The Origin and Evolution of the Universe
|출판사=[[Jones & Bartlett Learning]]
|쪽=68
|isbn=0-7637-0030-4
|url=http://books.google.com/books?id=G0iR4jpWKN4C&pg=PA68
|이탤릭체=예
}}</ref>
20세기 말이 되면 천문학자들은 컴퓨터로 조종되는 망원경과 [[전하결합소자]]를 이용하여 초신성을 탐색하게 된다. 이런 시스템은 아마추어들 사이에도 인기가 있으며, [[카츠먼 자동화상 망원경]]과 같은 전문가용 설비도 설치되어 있다.<ref>{{저널 인용
|성 = Evans
|이름 = R. O.
|연도 = 1993
|제목 = Supernova Search Manual
|url = http://www.aavso.org/observing/programs/sn/
|출판사 = [[American Association of Variable Star Observers]]
|확인날짜 = 2006-10-05
|보존url = https://web.archive.org/web/20060924083150/http://www.aavso.org/observing/programs/sn/
|보존날짜 = 2006-09-24
|이탤릭체 = 예
|url-status = live
}}</ref> 최근에는 [[초신성 조기 경보 시스템]](SNEWS) 프로젝트에서 우리 은하의 초신성에 대한 조기 경보를 제공하기 위해 [[중성미자 검출기]] 네트워크를 사용하기 시작했다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Antonioli |이름=P.
| 제목=SNEWS: the SuperNova Early Warning System
| 저널=[[신물리학 저널|New Journal of Physics]]
| 연도=2004 | volume=6 | 쪽=114
| doi=10.1088/1367-2630/6/1/114 | 이탤릭체 = 예
|arxiv = astro-ph/0406214 |bibcode = 2004NJPh....6..114A
| display-authors=1
| 성2=Fienberg
| 이름2=Richard Tresch
| 성3=Fleurot
| 이름3=Fabrice
| 성4=Fukuda
| 이름4=Yoshiyuki
| 성5=Fulgione
| 이름5=Walter
| 성6=Habig
| 이름6=Alec
| 성7=Heise
| 이름7=Jaret
| 성8=McDonald
| 이름8=Arthur B
| 성9=Mills
| 이9=Corrinne }}</ref><ref>
{{웹 인용
| 제목=SNEWS: Supernova Early Warning System
| url=http://snews.bnl.gov/
| 출판사=[[미국 국립과학재단|National Science Foundation]]
| 확인날짜=2006-11-28
}}</ref> [[중성미자]]는 초신성이 폭발할 때 대량 생산되는 [[아원자 입자]]이며,<ref>Beacom, J. F. (1999). "Supernova Neutrinos and the Neutrino Masses". arXiv:[http://arxiv.org/abs/hep-ph/9901300 hep-ph/9901300] [http://arxiv.org/archive/hep-ph hep-ph].</ref> 은하 원반의 성간 가스와 먼지에 많이 흡수되지 않는다.
초신성 탐색은 두 가지 유형으로 나뉜다. 비교적 가까이서 일어나는 사건에 집중하는 유형과 보다 멀리서 발생한 폭발을 추적하는 유형이 그것이다. 우주의 팽창으로 인하여, 멀리 떨어진 천체의 방출 스펙트럼이 밝혀져 있을 때, 그 천체까지의 거리는 그 [[도플러 효과|도플러 편이]](또는 [[적색편이]])를 측정함으로써 추산할 수 있다. 평균적으로, 멀리 떨어진 천체가 가까이 있는 천체보다 훨씬 큰 속도로 멀어지며, 더 큰 적색편이를 보인다. 고로 초신성 탐색은 큰 적색편이와 작은 적색편이로 나뉘며, 그 경계가 되는 수치는 적색편이 범위 ''z'' = 0.1 ~ 0.3 정도이다.<ref>{{웹 인용
| 성=Frieman
| 이름=J.
| 연도=2006
| 제목=SDSS Supernova Survey
| url=http://sdssdp47.fnal.gov/sdsssn/sdsssn.html
| 출판사=[[슬로언 디지털 전천탐사|SDSS]]
| 확인날짜=2006-08-10
| archive-date=2008-12-25
| archive-url=https://web.archive.org/web/20081225124007/http://sdssdp47.fnal.gov/sdsssn/sdsssn.html
| url-status=
}}</ref> 여기서 ''z''는 스펙트럼의 진동수 편이를 무차원 측정한 것이다.
큰 적색편이 초신성 탐색에서는 대개 초신성 광도곡선의 관찰이 동원된다. 이런 초신성들은 허블 도표를 작성하기 위한 표준촉광 또는 보정촉광으로서 유용하며 우주적 단위의 예측을 할 수 있게 해 준다. 한편, 초신성의 물리적 성질과 환경을 연구할 때 사용되는 초신성 분광분석은 적색편이가 큰 초신성보다는 적색편이가 작은 초신성에서 보다 타당한 연구방법이다.<ref>
{{웹 인용
| 성=Perlmutter | 이름=S.
| 날짜=2000-09-25
| 제목=High Redshift Supernova Search
| url=http://www-supernova.lbl.gov/public/
| 출판사=[[로런스 버클리 국립연구소|Lawrence Berkeley National Laboratory]]
| 확인날짜=2006-10-09
}}</ref><ref>
{{저널 인용
| 성=Linder |이름=E. V.
| 성2=Huterer |이름2=D.
| 연도=2003
| 제목=Importance of supernovae at z>1.5 to probe dark energy
| 저널=[[Physical Review D]]
| volume=67 | issue=8 | pages=081303
| bibcode=2002astro.ph..8138L
| doi=10.1103/PhysRevD.67.081303 |이탤릭체 = 예
|arxiv = astro-ph/0208138 }}</ref> 또한 적색편이가 작은 초신성 관측은 허블 곡선(눈에 보이는 은하의 적색편이에 대한 거리를 나타낸 그래프)의 가까운 쪽 끝을 정할 수 있게 해 준다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Perlmutter |이름=S.
| 연도=1997
| 제목=Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35
| 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
| volume=483 | issue=2 | 쪽=565
| bibcode=1997ApJ...483..565P
| doi=10.1086/304265
|arxiv = astro-ph/9608192 | 이탤릭체 = 예
| display-authors=1
| 성2=Gabi
| 이름2=S.
| 성3=Goldhaber
| 이름3=G.
| 성4=Goobar
| 이름4=A.
| 성5=Groom
| 이름5=D. E.
| 성6=Hook
| 이름6=I. M.
| 성7=Kim
| 이름7=A. G.
| 성8=Kim
| 이름8=M. Y.
| 성9=Lee
| 이름9=J. C. }}</ref><ref>{{웹 인용
| last=Aldering
| first=G.
| date=2009-05-27
| title=The Nearby Supernova Factory
| url=http://snfactory.lbl.gov/
| publisher=[[Lawrence Berkeley National Laboratory]]
| accessdate=2006-12-01
| 보존url=https://web.archive.org/web/20061127081024/http://snfactory.lbl.gov/
| 보존날짜=2006-11-27
| url-status=dead
}}</ref> ([[허블의 법칙]]도 보시오).
== 초신성 명명의 관례 ==
[[파일:SN1994D.jpg|섬네일|[[NGC 4526]] 은하에서 발생한 [[Ia형 초신성]] [[SN 1994D]]<br />(왼쪽 아래 밝은 점).]]
초신성 발견은 [[국제천문연맹]](IAU)의 [[중앙천문전보국]](CBAT)로 보고된다. 그러면 CBAT는 그 초신성에 지정된 이름을 회람을 통해 발송한다. 이름에는 우선 초신성을 의미하는 SN 표시 뒤에 발견 연도를 붙이며, 꼬리에 한 글자 또는 두 글자의 지정 번호가 붙는다. 그 해 먼저 발견된 초신성 26 개에는 대문자 ''A''에서 ''Z''까지가 지정되며, 그 이후로는 소문자 두 개를 붙인 ''aa'', ''ab'' 등이 사용된다. 예컨대 ''SN 2003C''는 2003년에 발견된 세 번째 초신성에 부여되는 이름이다.<ref>{{웹 인용|제목=List of Supernovae |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html |출판사=[[하버드-스미스소니언 천체물리학 센터|Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] |확인날짜=2011-09-21}}</ref> 2005년의 마지막 초신성은 SN 2005nc이며, 여기서 2005년에 초신성이 367 개 발견되었음을 알 수 있다.<ref group="nb">이 값은 접미 번호를 ''a'' = 1, ''b'' = 2, ''c'' = 3, …, ''z'' = 26인 26진 [[전단사 기수법]]으로 변환하여 얻을 수 있다. 고로 nc = ''n'' × 26 + ''c'' = 14 × 26 + 3 = 367.</ref> 2000년 이후, 전문가 천문학자들과 아마추어 천문가들은 매년 수백 개의 초신성을 발견하고 있다(2007년에 572개, 2008년에 261개, 2009년에 390개).<ref>
{{웹 인용
| 제목=List of Supernovae
| url=http://cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html
| 출판사=[[국제천문연맹|IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams]]
| 확인날짜=2010-10-25
}}</ref><ref>{{웹 인용
|제목 = The Padova-Asiago supernova catalogue
|url = http://web.oapd.inaf.it/supern/snean.txt
|출판사 = Osservatorio Astronomico di Padova
|accessdate = 2006-11-28
|보존url = https://web.archive.org/web/20061013030804/http://web.oapd.inaf.it/supern/snean.txt
|보존날짜 = 2006-10-13
|url-status = dead
}}</ref>
옛날에 발견된 초신성에는 그냥 단순히 연도만 붙인다. [[SN 185]], [[SN 1006]], [[SN 1054]], [[SN 1572]](튀코 초신성), [[SN 1604]](케플러 초신성)이 그러하다. 연도에 문자를 덧붙이는 명명법은 1885년부터 사용되기 시작했으며, 그 해 발견된 초신성이 하나뿐이라도 문자를 덧붙인다(e.g. [[SN 1885A]], SN 1907A, etc.). 그 해 발견된 초신성이 하나뿐이었던 가장 최근의 사례는 SN 1947A이다. 1987년까지는 두 글자짜리 문자가 드물게 사용되었지만, 그 이후로는 매년 사용될 정도로 초신성이 많이 발견되고 있다. 최근에 발견된 초신성은 [[SN 2018ivc]]이다.
== 분류 ==
초신성을 이해하기 위한 시도의 일환으로, 천문학자들은 초신성의 [[광도곡선]]과, 초신성의 [[천체분광학]]적 분석 결과 스펙트럼에 나타나는 서로 다른 화학 원소의 [[흡수선]]에 따라 초신성을 분류하였다. 분류를 위해 가장 먼저 사용되는 것은 [[수소]]로 인해 나타나는 선의 존재 유무이다. 초신성의 스펙트럼에 수소선(스펙트럼의 가시광선 부분에서는 특히 [[발머선]]이라고도 한다)이 나타난다면, 그 초신성은 '''II형 초신성'''으로 분류되고, 그렇지 않은 초신성은 '''I형 초신성'''으로 분류된다. 두 개의 대분류는 다른 원소의 유무 또는 광도곡선(시간에 따른 초신성의 [[실시등급]]의 그래프)의 모양에 따라 세분화된다.<ref name="types">Cappellaro, E.; Turatto, M. (2000-08-08). "Supernova Types and Rates". Influence of Binaries on Stellar Population Studies. Brussels, Belgium: Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. Bibcode:[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph.12455C 2000astro.ph.12455C.]</ref><ref name="taxonomy"/>
{| class="wikitable"
|+초신성 분류 체계<ref name="taxonomy"/><ref name="cappellaro">Enrico Cappellaro; Massimo Turatto (2000). "Supernova types and rates". arXiv:[http://arxiv.org/abs/0012455v1 0012455v1]{{깨진 링크|url=http://arxiv.org/abs/0012455v1 }} [http://arxiv.org/archive/astro-ph astro-ph].</ref>
|rowspan="3" style="background: #CCCCCC;valign: center"|I형 초신성<br />수소선 없음
|colspan="4"|[[Ia형 초신성]]<br />615.0 [[나노미터]] 지점에 [[전리]][[규소]]선(Si II) 하나 존재
|colspan="4" style="background: #FFFFFF"|[[초신성#열폭주|열폭주]]
|-
|rowspan="2" style="background: #EEEEEE;valign: center"|[[Ib형 및 Ic형 초신성]]<br />규소 흡수선이 미약하거나 아예 없음
|colspan="3"|Ib형 초신성<br />587.6 나노미터 지점에 중성헬륨선(He I) 하나 존재
|rowspan="6" style="background: #FFFFFF"|[[초신성#중심핵 붕괴|중심핵 붕괴]]
|-
|colspan="3"|Ic형 초신성<br />헬륨선 미약 또는 아예 없음
|-
|rowspan="4" style="background: #CCCCCC;valign: center"|[[II형 초신성]]<br />수소선 존재
|rowspan="3" style="background: #DDDDDD;valign: center"|[[II형 초신성|II-P/L/N형 초신성]]<br />폭발 내내 II형 스펙트럼
|rowspan="2" colspan="2" style="background: #EEEEEE;valign: center"|[[II형 초신성|II-P/L형 초신성]]<br />좁은선 없음
|[[II형 초신성|II-P형 초신성]]<br />광도곡선에서 "안정기"(plateau)가 나타남.
|-
|[[II형 초신성|II-L형 초신성]]<br />광도곡선에서 "선형" 감소가 나타남(시간에 대한 광도가 1차).<ref name="comparative_study">Doggett, J. B.; Branch, D. (1985). "A comparative study of supernova light curves". ''The Astronomical Journal'' '''90''': 2303. doi:[http://dx.doi.org/10.1086%2F113934 10.1086/113934]</ref>
|-
|colspan="3"|[[II형 초신성|IIn형 초신성]]<br />다소의 좁은선
|-
|colspan="4"|[[II형 초신성|IIb형 초신성]]<br />스펙트럼이 Ib형 초신성처럼 변화함
|}
=== I형 초신성 ===
{{본문|I형 초신성}}
I형 초신성은 스펙트럼에 근거하여 세분되며, 스펙트럼에 전리규소선이 두드러지게 나타나는 것을 Ia형 초신성이라 한다. 그렇지 않은 I형 초신성은 Ib형과 Ic형으로 분류된다. Ib형 초신성의 스펙트럼에서는 중성헬륨선이 두드러지게 나타나는 한편, Ic형 초신성은 그렇지 않다. 대체로 Ia형 초신성이 절정 때의 밝기가 더 밝지만, 광도곡선은 다 비슷하게 생겼다. I형 초신성의 분류에서 광도곡선은 크게 중요하지 않다.
소수의 Ia형 초신성이 비표준적인 광도 또는 퍼진 광도곡선 등의 이례적인 특징을 나타내기도 한다. 일반적으로, 이러한 특이한 초신성은 그러한 특징이 처음으로 관측된 초신성 사례의 이름을 따서 분류된다. 예컨대 광도가 낮은 [[SN 2008ha]]은 [[SN 2002cx]]형(SN 2002cx-like) 또는 Ia-2002cx형이라고 부른다.
=== II형 초신성 ===
{{본문|II형 초신성}}
[[파일:SNIIcurva.svg|섬네일|II-P형과 II-L형 초신성을 분류하기 위해 광도곡선이 이용된다.]]
II형 초신성 역시 스펙트럼을 근거로 세분된다. 대부분의 II형 초신성은 매우 넓은 [[방출선]]을 나타내지만(이것은 팽창 속도가 초속 수천 킬로미터에 달한다는 것을 의미한다), [[SN 2005gl]] 등 일부는 스펙트럼이 상대적으로 좁다. 이러한 일부를 IIn형 초신성이라고 한다. n이란 '''n'''arrow, 즉 ‘좁다’는 것을 의미한다.
[[SN 1987K]]나 [[SN 1993J]] 등은 유형이 변하는 것처럼 보인다. 이 초신성들은 처음에는 수소선이 나타나지만, 수 주에서 수 개월이 지나면 헬륨선이 두드러져 수소선이 가려지게 된다. 이것들을 [[IIb형 초신성]]이라 하며, II형과 Ib형에서 일반적으로 나타나는 특징들의 조합이 나타난다는 것을 드러나는 명칭이다.<ref name="taxonomy" />
넓은 수소선이 두드러지는 일반적인 스펙트럼의 II형 초신성은 광도곡선에 의거하여 다시 나뉜다. 가장 흔한 유형은 밝기가 절정에 달하고 난 직후에 광도곡선상에 수 개월 동안 실시 광도가 상대적으로 일정한 "안정기"(plateau) 구간이 나타난 이후 밝기가 감소한다. 이 유형의 초신성을 II-P형 초신성이라고 한다. P란 '''p'''lateau를 가리키는 것이다. 보다 덜 흔한 유형을 II-L형 초신성이라고 하며, 이 초신성은 안정기가 없고 절정 이후 쭉 밝기가 감소한다. L이란 '''l'''inear, 즉 ‘선형’이라는 뜻이다. 단, 광도곡선이 실제로 직선의 형태를 하고 있지는 않다.
일반적인 분류 체계에 들어맞지 않는 초신성은 특이(peculiar) 또는 줄여서 'pec'로 지정된다.<ref name="taxonomy">{{웹 인용| 성=Montes| 이름=M.| 날짜=2002-02-12| 제목=Supernova Taxonomy| url=http://rsd-www.nrl.navy.mil/7212/montes/snetax.html| 출판사=[[미국 해군연구실험실|US Naval Research Laboratory]]| 확인날짜=2006-11-09| 보존url=https://web.archive.org/web/20061018024317/http://rsd-www.nrl.navy.mil/7212/montes/snetax.html| 보존날짜=2006-10-18| url-status=dead}}</ref>
== 현재의 초신성 이론 ==
[[파일:The Rise and Fall of a Supernova.jpg|섬네일|470px|[[NGC 1365]] 은하에서 발생한 초신성 폭발의 급작스런 밝기 증가와 느린 밝기 감소를 차례대로 나타낸 것.<ref>{{뉴스 인용|제목=The Rise and Fall of a Supernova|url=http://www.eso.org/public/images/potw1323a/|확인날짜=2013-06-14 |출판사=ESO Picture of the Week}}</ref>]]
전술한, 천문학자들이 부여한 초신성 유형 코드는 사실상 [[분류체계|분류학적]]이다. 유형 번호는 관측된 초신성의 빛에 의해 결정되는 것이며, 그 발생 원인을 설명해 준다고 할 수 없다. 예컨대 Ia형 초신성은 찌꺼기 별인 [[백색 왜성]]이 원형별이며, 백색 왜성에서 핵융합 열폭주가 일어나서 발생하는 반면, 스펙트럼상 유사한 Ib형과 Ic형 초신성은 막대한 질량의 [[울프-레이에별]]이 원형별이며, 그 원형별의 중심핵이 중력 붕괴하여 발생한다. 후술할 내용에서는 현재 초신성에 대해 가장 타당한 해석이라고 천문학자들에 의해 판단되는 바를 요약하도록 한다.
=== 열폭주 ===
[[파일:Progenitor IA supernova ko.svg|섬네일|왼쪽|250px|Ia형 초신성의 형성 과정.]]
{{본문|Ia형 초신성}}
[[쌍성|동반성]]의 물질을 털어먹던 백색 왜성에 충분한 물질이 누적되면(강착 또는 아예 합병을 통해), [[탄소발화]]로 인해 [[탄소 핵융합]]이 일어날 수 있을 정도로 중심핵의 온도가 높아진다. 그렇게 되면 백색 왜성의 핵융합은 [[열폭주]]를 일으키고, 별은 완전히 파괴된다. 이 유형의 초신성 폭발은 항상 거의 같은 질량에 유사한 화학조성의 별들이 폭발하여 일어나므로, Ia형 초신성의 성질은 매우 균일하며 은하간 거리를 가늠하는 [[표준촉광]]으로서 유용하다. 성질의 점진적 변화, (적색편이가 큰 초신성의 경우) 변칙적인 빛의 진동수, 그리고 광도곡선과 스펙트럼에서 드러나는 근소한 밝기 차이 등을 보정하기 위한 약간의 교정이 필요하다.<ref name="chen">Chen, W. C.; Li, X. D. (2009). "ON THE PROGENITORS OF SUPER-CHANDRASEKHAR MASS TYPE Ia SUPERNOVAE". ''The Astrophysical Journal'' '''702''': 686. doi:[http://dx.doi.org/10.1088%2F0004-637X%2F702%2F1%2F686 10.1088/0004-637X/702/1/686].</ref><ref>{{저널 인용
| 성=Howell | 이름=D. A.
| 성2=Sullivan |이름2=M.
| 성3=Conley |이름3=A.
| 성4=Carlberg |이름4=R.
| 연도=2007
| 제목=Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift
| 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal Letters]]
| volume=667 | issue=1 | 쪽=L37–L40
| bibcode=2007ApJ...667L..37H
| doi=10.1086/522030
|arxiv = astro-ph/0701912 |이탤릭체=에}}</ref>
==== 일반적인 Ia형 초신성 ====
이 유형의 초신성이 발생할 수 있는 여러 가지 방법이 있지만, 모두 한 가지 근본적인 메커니즘을 공유한다. [[탄소]]-[[산소]]{{#tag:ref|산소, 네온, 마그네슘으로 중심핵이 이루어진 백색 왜성이 붕괴할 경우 보통 [[중성자별]]을 형성한다. 이 경우, 붕괴할 때 항성 질량의 일부만이 포출된다.<ref>{{저널 인용
|성 = Fryer
|이름 = C. L.
|성2 = New
|이름2 = K. C. B.
|날짜 = 2006-01-24
<!--|장 = 2.1 Collapse scenario -->
|제목 = Gravitational Waves from Gravitational Collapse 2.1 Collapse scenario
|url = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu1.html
|저널 = [[Living Reviews in Relativity]]
|volume = 6
|issue = 2
|확인날짜 = 2007-06-07
|이탤릭체 = 예
|보존url = https://web.archive.org/web/20130530233002/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu1.html
|보존날짜 = 2013-05-30
|url-status = dead
}}</ref>|group="nb"}} [[백색 왜성]]이 충분한 물질을 강착하여 약 1.44 [[태양질량]]의 [[찬드라세카르 한계]]에 도달하면<ref name="Mazzali2007">{{저널 인용
| 성=Mazzali |이름1=P. A.
| 성2=Röpke |이름2=F. K.
| 성3=Benetti |이름3=S.
| 성4=Hillebrandt |이름4=W.
| 연도=2007
| 제목=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
| 저널=[[사이언스|Science]]
| volume=315 | issue=5813 | 쪽=825–828
| doi=10.1126/science.1136259
| pmid=17289993|이탤릭체=예
|arxiv = astro-ph/0702351 |bibcode = 2007Sci...315..825M }}</ref>(별이 자전하지 않을 경우), 별은 더 이상 [[전자 축퇴압]]을 통해 플라스마 대부분을 유지할 수 없게 되고,<ref name="Chandrasekhar">{{저널 인용
| 성=Lieb |이름=E. H.
| 성2=Yau |이름2=H.-T.
| 연도=1987
| 제목=A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse
| 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
| volume=323 | issue=1 | 쪽=140–144
| bibcode=1987ApJ...323..140L
| doi=10.1086/165813|이탤릭체=예
}}</ref><ref>
{{서적 인용 |이탤릭체=예
| 성=Canal |이름=R.
| 성2=Gutiérrez |이름2=J. L.
| 연도=1997
| 장=The possible white dwarf-neutron star connection
| 편집자=Isern, J.; Hernanz, M.; Gracia-Berro, E.
| 제목=Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs
| 출판사=Dordrecht: [[크루거 학원 출판|Kluwer Academic Publishers]]
| volume=214 | 쪽=49
| bibcode=1997astro.ph..1225C
| isbn=0-7923-4585-1
}}</ref> 결국 붕괴하기 시작한다. 하지만 현재의 관점에 의하면 이 한계는 그냥 도달하는 것이 아니다. 항성이 한계까지 다다를 때(액 1% 이내까지<ref>
{{서적 인용
| 성=Wheeler | 이름=J. C.
| 연도=2000
| 제목=Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace
| 쪽=96
| 출판사=[[케임브리지 대학교 출판부|Cambridge University Press]]|이탤릭체=예
| isbn=0-521-65195-6
}}</ref>), 중심핵의 온도와 밀도 증가가 [[탄소 핵융합]]을 [[탄소발화]]시켜야 붕괴가 시작된다.<ref name="Mazzali2007"/>
이 유형의 초신성 형성의 모델은 닫힌 [[쌍성]]계이다. 쌍성계를 이루는 두 별 중 더 큰 별이 먼저 [[주계열성|주계열]]을 벗어나 [[적색 거성]]으로 팽창한다.<ref>
{{웹 인용
| 성=Richmond | 이름=M.
| 날짜=
| 제목=Late stages of evolution for low-mass stars
| url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
| 출판사=[[Rochester Institute of Technology]]
| 확인날짜=2011-03-15
}}</ref> 이때 상호 공전 궤도가 쭈그러들기 때문에 두 별은 외피층을 공유하게 된다. 그리고 적색 거성은 외피층 대부분을 내뿜으며, 더 이상 [[핵융합]]이 불가능해질 때까지 질량을 상실한다. 이 시점에서 적색 거성은 주로 탄소와 산소로 이루어진 백색 왜성이 된다.<ref>Paczynski, B. (July 28 – August 1, 1975). "Common Envelope Binaries". ''Structure and Evolution of Close Binary Systems''. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel. pp. 75–80. Bibcode:[http://adsabs.harvard.edu/abs/1976IAUS...73...75P 1976IAUS...73...75P].</ref><ref>{{저널 인용
|성 = Postnov
|이름 = K. A.
|성2 = Yungelson
|이름2 = L. R.
|연도 = 2006
<!--|장 = 3.5 Common envelope stage -->
|제목 = The Evolution of Compact Binary Star Systems 3.5 Common envelope stage
|url = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html
|저널 = Living Reviews in Relativity
|volume = 9
|issue = 6
|bibcode = 2006LRR.....9....6P
|쪽 = 6
|이탤릭체 = ㅇㅇ
|확인날짜 = 2013년 7월 16일
|보존url = https://web.archive.org/web/20070926235508/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2006-6&page=articlesu8.html
|보존날짜 = 2007년 9월 26일
|url-status = dead
}}</ref> 그리고 또다른 별 역시 언젠가는 주계열을 벗어나 적색 거성으로 진화하게 된다. 새로운 적색 거성의 물질이 백색 왜성으로 빨려들어가 강착되고, 그로 인해 백색 왜성의 질량이 증가한다. 이 기본적인 이론 얼개는 광범위한 지지를 받고 있지만, 초신성이 시작되고 그 안에서 충원소가 생성되는 정확한 세부 사항은 아직까지 불확실하다.
몇 초 이내로, 백색 왜성을 구성하는 물질의 상당량이 핵융합을 일으켜, 별의 속박을 풀고 초신성 폭발을 일으키기에<ref name="ropke">
{{저널 인용 | 이탤릭체=예
| 성=Röpke |이름=F. K.
| 성2=Hillebrandt |이름2=W.
| 연도=2004
| 제목=The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae
| 저널=[[Astronomy and Astrophysics Letters]]
| volume=420 | issue=1 | 쪽=L1–L4
| doi=10.1051/0004-6361:20040135 | bibcode=2004A&A...420L...1R
|arxiv = astro-ph/0403509 }}</ref> 충분한 에너지(1 ~ 2 × 10<sup>44</sup> 줄)를 방출한다.<ref name="aaa270">
{{저널 인용 | 이탤릭체=예
| 성=Khokhlov |이름=A.
| 성2=Mueller |이름2=E.
| 성3=Hoeflich |이름3=P.
| 연도=1993
| 제목=Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms
| 저널=[[천문학과 천체물리학|Astronomy and Astrophysics]]
| volume=270 | issue=1–2 | 쪽=223–248
| bibcode=1993A&A...270..223K
}}</ref> 별 외부로 팽창하는 [[충격파]]가 생성되고, 항성의 구성 물질은 대략 초속 5,000 ~ 20,000 킬로미터의 속도, 또는 광속의 약 3%에 도달하게 된다. 동시에 밝기 역시 상당히 증가하며, 이 빛은 [[니켈]] 56이 [[코발트]] 56으로 변한 뒤 다시 [[철]] 56이 되는 [[방사성 감쇠]]를 통해 발생하는 것이다.<ref name="explosion_model" /> 그 [[절대등급]]이 -19.3(태양의 밝기의5{{e|8}}배)에 이르는데, 이 수치에는 변화가 거의 없다.<ref name="explosion_model">
{{저널 인용 | 이탤릭체 = 예
| 성=Hillebrandt |이름=W.
| 성2=Niemeyer |이름2=J. C.
| 연도=2000
| 제목=Type IA Supernova Explosion Models
| 저널=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
| volume=38 | issue=1 | 쪽=191–230
| bibcode=2000ARA&A..38..191H
| doi=10.1146/annurev.astro.38.1.191
|arxiv = astro-ph/0006305 }}</ref> 즉, 일반적인 Ia형 초신성의 광도곡선에서 밝기의 최댓값은 매우 균일하다. 때문에 Ia형 초신성은 이차적인<ref>
{{저널 인용
| 성=Macri |이름=L. M.
| 연도=2006
| 제목=A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant
| 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
| volume=652 | issue=2 | 쪽=1133–1149
| bibcode=2006ApJ...652.1133M
| doi=10.1086/508530
|arxiv = astro-ph/0608211
| display-authors=1
| 성2=Stanek
| 이름2=K. Z.
| 성3=Bersier
| 이름3=D.
| 성4=Greenhill
| 이름4=L. J.
| 성5=Reid
| 이름5=M. J. | 이탤릭체=예}}</ref> [[표준촉광]]으로 사용되어, 그 초신성이 발생한 [[은하]]까지의 거리를 잴 수 있다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Colgate | 이름=S. A.
| 연도=1979
| 제목=Supernovae as a standard candle for cosmology
| 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
| volume=232 | issue=1 | 쪽=404–408
| bibcode=1979ApJ...232..404C
| doi=10.1086/157300 | 이탤릭체=예
}}</ref>
==== 비표준 Ia형 초신성 ====
[[Ia형 초신성]] 폭발의 발생에 관한 또다른 모형은 합질량이 금방 [[찬드라세카르 한계]]를 넘어서는 두 [[백색왜성]]의 병합을 수반한다.<ref>
{{웹 인용
| title=Type Ia Supernova Progenitors
| url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+Ia+Supernova+Progenitors
| publisher=[[Swinburne University]]
| accessdate=2007-05-20
}}</ref> 이 유형의 폭발에는 많은 변동이 있고,<ref>{{ArXiv 인용|eprint=1201.2406|version=v1|author1=Marius Dan|author2=Stephan Rosswog|author3=James Guillochon|author4=Enrico Ramirez-Ruiz|title=How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: Orbital stability and detonations at contact|class=astro-ph.HE|year=2012}}</ref> 대부분의 경우 초신성 폭발이 아닐 수 있지만, 이들이 일반적인 Ia형 초신성보다 넓고 낮은 광도곡선을 가질 것이 예측되었다.
비정상적으로 밝은 Ia형 초신성들은 아마 비대칭에 의해 질량이 더 커졌을,<ref>{{저널 인용
| last1 = Tanaka | first1 = M.
| last2 = Kawabata | first2 = K. S.
| last3 = Yamanaka | first3 = M.
| last4 = Maeda | first4 = K.
| last5 = Hattori | first5 = T.
| last6 = Aoki | first6 = K.
| last7 = Nomoto | first7 = K. I.
| last8 = Iye | first8 = M.
| last9 = Sasaki | first9 = T.
| last10 = Mazzali
| doi = 10.1088/0004-637X/714/2/1209 | first10 = P. A.
| last11 = Pian | first11 = E.
| title = Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf
| journal = The Astrophysical Journal
| volume = 714
| issue = 2
| pages = 1209
| year = 2010
| pmid =
| pmc =
|arxiv = 0908.2057 |bibcode = 2010ApJ...714.1209T }}</ref> 백색왜성이 찬드라세카르의 한계보다 큰 질량을 가지고 있을 때로 예측되었다.<ref>{{저널 인용
| last1 = Andrew Howell | first1 = D.
| last2 = Sullivan | first2 = M.
| last3 = Nugent | first3 = P. E.
| last4 = Ellis | first4 = R. S.
| last5 = Conley | first5 = A. J.
| last6 = Le Borgne | first6 = D.
| last7 = Carlberg | first7 = R. G.
| last8 = Guy | first8 = J.
| last9 = Balam | first9 = D.
| last10 = Basa
| doi = 10.1038/nature05103 | first10 = S.
| last11 = Fouchez | first11 = D.
| last12 = Hook | first12 = I. M.
| last13 = Hsiao | first13 = E. Y.
| last14 = Neill | first14 = J. D.
| last15 = Pain | first15 = R.
| last16 = Perrett | first16 = K. M.
| last17 = Pritchet | first17 = C. J.
| title = The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star
| journal = Nature
| volume = 443
| issue = 7109
| pages = 308–311
| year = 2006
| pmid = 16988705
| pmc =
}}</ref> 여기서 방출된 물질은 일반적인 [[운동에너지]]보다 더 적은 에너지를 가질 것이다.
비표준 Ia형 초신성에 관한 공식적인 하위분류는 없다. 백색왜성으로 [[헬륨]]이 강착될 때 발생하는 저광도(sub-luminous) 초신성의 유형은 Iax형으로써 분류되어야할 것으로 발표되었다.<ref name=wang>{{ArXiv 인용|eprint=1301.1047|version=v1|author1=Bo Wang|author2=Stephen Justham|author3=Zhanwen Han|title=Double-detonation explosions as progenitors of type Iax supernovae|class=astro-ph.SR|year=2013}}</ref><ref name=foley>{{ArXiv 인용|eprint=1212.2209|version=v2|author1=Foley|author2=Challis|author3=Chornock|author4=Ganeshalingam|author5=Li|author6=Marion|author7=Morrell|author8=Pignata|author9=Stritzinger|title=Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion|class=astro-ph.SR|year=2012|last10=Silverman|first10=J. M.|last11=Wang|last12=Anderson|last13=Filippenko|last14=Freedman|last15=Hamuy|last16=Jha|last17=Kirshner|last18=McCully|last19=Persson|last20=Phillips|first20=M. M.|last21=Reichart|last22=Soderberg}}</ref> 이 유형의 초신성은 항상 완전히 파괴되는 원형 백색왜성이 아닐 것이다.<ref name=mcculley>{{저널 인용
| doi = 10.1038/nature13615
|title=A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z
|author1= Curtis McCully
|author2= Saurabh W. Jha
|author3= Ryan J. Foley
|author4= Lars Bildsten
|author5= Wen-fai Fong
|author6= Robert P. Kirshner
|author7= G. H. Marion
|author8= Adam G. Riess
|author9= Maximilian D. Stritzinger
|work= Nature
|issue= 512
|pages= 54–56
|date=7 August 2014
}}</ref>
=== 중심핵 붕괴 ===
[[파일:Evolved star fusion shells.svg|섬네일|중심핵 붕괴를 일으키기 직전인, 거대한 늙은 별의 양파 껍질 같은 층상구조(축척 정확치 않음).]]
질량이 막대한 항성이 어느 순간 핵융합이 불가능해져 자체 중력을 감당할 수 없게 되면, 그 중심핵이 붕괴하게 된다. 이 중심핵 붕괴는 Ia형 초신성을 제외한 다른 모든 초신성의 발생 원인이다. 붕괴로 인해 항성의 외부층이 맹렬하게 방출되고, 그 결과 초신성이 형성된다. 또는 중력 위치 에너지의 방출이 불충분하여, 에너지를 덜 복사하는 대신 붕괴의 결과 [[블랙홀]]이나 [[중성자별]]이 되기도 한다.
중심핵 붕괴는 여러 가지 서로 다른 기작을 통하여 일어날 수 있으며, 그러한 기작으로는 [[찬드라세카르 한계]] 초과, [[전자 포획]], [[쌍불안정형 초신성|쌍불안정]], [[광붕괴]] 등이 있다.<ref name="heger">Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". ''The Astrophysical Journal'' '''591''': 288. doi:[http://dx.doi.org/10.1086%2F375341 10.1086/375341]</ref><ref name="nomoto">Nomoto, K. I.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. (2010). "Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars". ''New Astronomy Reviews'' '''54''' (3–6): 191. doi:[http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.newar.2010.09.022 10.1016/j.newar.2010.09.022]</ref> 거대한 별이 철질 핵을 형성하여 찬드라세카르 질량을 넘어서면, 더 이상 [[전자 축퇴압]]으로 스스로를 유지하지 못하고 중성자별 또는 블랙홀으로 붕괴한다. 축퇴된 산소/네온/마그네슘 핵에서 마그네슘이 전자를 포획하여 [[중력 붕괴]]를 일으키고 뒤이어 폭발적인 산소 핵융합이 일어남으로써 유사한 결과가 발생한다. 헬륨 이후 핵융합을 하는 거대한 핵에서 전자-양전자 쌍생성이 일어나면 별이 열역학적으로 유지될 수 없게 되고, 우선 붕괴가 일어난 뒤 핵융합 폭주가 일어나 쌍불안정형 초신성을 형성한다. 충분히 크고 뜨거운 항성핵은 직접 광붕괴를 일으킬 수 있을 정도로 강력한 감마선을 발생시킬 수 있으며, 이러한 감마선은 핵의 완벽한 붕괴를 초래한다.
이하 표는 현재까지 밝혀진 거대 항성의 중심핵 붕괴 원인과, 그것이 발생하는 항성 유형, 그로 인해 형성되는 초신성 유형, 그리고 초신성 이후 남게 되는 잔해를 정리한 것이다. 여기서 [[금속성]]이란 태양과 비교한, 수소와 헬륨을 제외한 원소들의 비율이다. 초기 질량은 초신성이 일어나기 전의 항성의 질량이며, 태양질량의 배수로 나타내었다. 다만 초신성 폭발 당시의 질량은 이것보다 훨씬 낮아질 수 있다. 표에 IIn형 초신성은 나타내지 않았다. IIn형 초신성은 다양한 원형 별이 다양한 유형의 붕괴를 일으켜 생성될 가능성이 있으며, 어쩌면 Ia형 백색 왜성 재점화에 의해서도 생성될 수 있는 것 같다. 다만 대부분의 IIn형 초신성은 매우 밝은 [[초거성]] 또는 [[극대거성]]([[밝은청색변광성]] 포함)의 철핵 붕괴로 인해 생성되는 것으로 보인다. IIn형의 명칭의 유래가 된(상술 참조) 스펙트럼 좁은선은, 이 초신성이 별주위의 작고 자욱한 물질구름 속으로 팽창하기 때문에 발생한다.<ref name="moriya">{{저널 인용|version=v1|저자=Moriya|제목=Progenitors of Recombining Supernova Remnants|doi=10.1088/2041-8205/750/1/L13|year=2012|저널=The Astrophysical Journal|volume=750|pages=L13|issue=1 | 이탤릭체 = 예
| arxiv = 1203.5799|bibcode = 2012ApJ...750L..13M }}</ref>
{| class="wikitable"
|+ 질량과 금속성에 따른 중심핵 붕괴 시나리오<ref name="heger"/>
|-
! 붕괴의 원인 !! 원형 별의 대략적 초기 질량 !! 초신성 유형 !! 잔해
|-
| 산소+네온+마그네슘 축퇴핵의 전자 포획 || 9 ~ 10 || 어두운 II-P || 중성자별
|-
|rowspan="7"| 철핵 붕괴 || 10 ~ 25 || 어두운 II-P || 중성자별
|-
| 25 ~ 45, 태양 이하의 금속성 || 일반적 II-P || 우선 중성자별, 그 뒤 물질이 중성자별에 누적되어 블랙홀이 됨
|-
| 25 ~ 45, 매우 높은 금속성 || II-L 또는 II-b || 중성자별
|-
| 45 ~ 90, 낮은 금속성 || 초신성 없음 || 블랙홀
|-
| ≥45, 태양 수준의 금속성 || 어두운 Ib/c, 또는 감마선 폭발 극초신성 || 우선 중성자별, 그 뒤 물질이 중성자별에 누적되어 블랙홀이 됨
|-
| ≥45, 매우 높은 금속성 || Ib/c || 중성자별
|-
| ≥90, 낮은 금속성 || 초신성 없음, [[감마선 폭발]] 가능성 || 블랙홀
|-
| 쌍불안정 || 140 ~ 250, 낮은 금속성 || II-P, 가끔 극초신성, 감마선 폭발 가능성 || 잔해 없음
|-
| 광붕괴 || >250, 낮은 금속성 || 초신성 없음(또는 밝은 초신성?), 감마선 폭발 가능성 || 태양질량 10배 이상의 블랙홀
|}
[[파일:Core collapse scenario.svg|280px|섬네일|거대한 늙은 별에서,<br />ⓐ 양파 같은 원소의 층상구조가 핵융합하여 철핵을 형성하고<br />ⓑ 그 질량이 찬드라세카르 한계에 도달하여 붕괴하기 시작한다. 중심핵의 안쪽 부분은 압축되어 중성자가 밀집되고<br />ⓒ 내부로 유입되던 물질은 되튕겨<br />ⓓ 바깥으로 전파되는 충격파 전면(빨간색)을 형성한다. 충격파는 멎기 시작하다가<br />ⓔ 중성미자 상호작용 등의 과정에 의해 도로 되살아난다.<br />ⓕ 주위 물질이 뿜어져 나가고 축퇴된 잔해만 남는다.]]
항성 중심핵이 더 이상 스스로의 중력을 이겨내지 못할 지경이 되면, 스스로 내부를 향해 붕괴하는데 이때 속도는 초속 70,000 킬로미터(광속의 23%)에 이르며,<ref name="grav_waves">{{저널 인용
|성 = Fryer
|이름 = C. L.
|성2 = New
|이름2 = K. C. B.
|날짜 = 2006-01-24
|제목 = Gravitational Waves from Gravitational Collapse
|url = http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-2/
|저널 = [[Living Reviews in Relativity]]
|volume = 6
|issue = 2
|확인날짜 = 2006-12-14
|이탤릭체 = 예
|보존url = https://web.archive.org/web/20061213120144/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-2/
|보존날짜 = 2006-12-13
|url-status = dead
}}</ref> 그로 인해 온도와 밀도가 급속도로 상승한다. 그 다음 일어날 일은 별의 질량과 붕괴하는 중심핵의 구조에 의해 결정된다. 질량이 작은 축퇴핵은 중성자별을 형성하고, 질량이 큰 축퇴핵은 대부분 완전히 붕괴하여 블랙홀이 된다. 그리고 축퇴핵이 아닌 경우에는 핵융합 폭주가 일어난다.
축퇴핵의 최초 붕괴는 [[베타 붕괴]]나 광붕괴, 전자 포획으로 인해 가속된다. 이러한 기작은 [[전자 중성미자]]의 폭발적 생성을 초래한다. 밀도가 상승하면서 중성미자가 중심핵 속에 붙잡히기 때문에 중성미자 방출은 중단된다. 중심핵의 안쪽 부분의 직경은 약 30 킬로미터 정도가 되고,<ref name="WoosleyJanka" /> 그 밀도는 [[원자핵]]의 그것과 비견될 정도가 된다. 중성자 [[축퇴압]]이 붕괴를 막으려고 하는데, 중심핵 질량이 15 태양질량을 초과하면 중성자 축퇴압이 붕괴를 견뎌내지 못하고, 초신성 폭발 없이 바로 블랙홀을 형성한다.
질량이 작은 중심핵에서는 붕괴가 중단되고, 초기온도 약 1천억 [[켈빈]](태양 중심핵 온도의 6000배)의 중성자 핵이 형성된다.<ref>Janka, H.; Langanke, K.; Marek, A.; Martinezpinedo, G.; Muller, B. (2007). "Theory of core-collapse supernovae". ''Physics Reports'' '''442''': 38. doi:[http://dx.doi.org/10.1016%2Fj.physrep.2007.02.002 10.1016/j.physrep.2007.02.002].</ref> '뜨거운'(Thermal) 중성미자는 모든 [[중성미자 진동|플레이버]]에서 중성미자-반중성미자 쌍을 이루어, 총 수가 전자포획 중성미자 수(number)의 몇 배가 된다.<ref>
{{서적 인용
| 성=Gribbin | 이름=J. R.
| 성2=Gribbin | 이름2=M.
| 연도=2000
| 제목=Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection
| 출판사=[[예일 대학교 출판부|Yale University Press]]
| 쪽=173 | 이탤릭체 = 예
| isbn=978-0-300-09097-0
}}</ref> 약 10<sup>46</sup> 줄, 항성의 잔여 질량의 대략 10%가 10초간 중성미자의 폭발(본 사건의 주요 생산물인)로 전환된다.<ref name="WoosleyJanka" /><ref name="APS_study">
{{웹 인용
| last=Barwick |first=S.
| coauthors=''et al.''
| date=2004-10-29
| url=http://www.aps.org/policy/reports/multidivisional/neutrino/upload/Neutrino_Astrophysics_and_Cosmology_Working_Group.pdf
| title=APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group
| publisher=[[American Physical Society]]
| accessdate=2006-12-12
}}</ref> 중단되었던 중심핵 붕괴가 갑자기 되살아나고, 수 [[밀리초]] 이내로 멎을 [[충격파]]를 발생시킨다.<ref>
{{저널 인용 | 이탤릭체=예
| 성=S. Myra | first=E.
| last2=Burrows |first2=A.
| year=1990
| title=Neutrinos from type II supernovae- The first 100 milliseconds
| journal=[[Astrophysical Journal]]
| volume=364 | pages=222–231
| bibcode=1990ApJ...364..222M
| doi=10.1086/169405
}}</ref> 충격파는 중심핵 바깥쪽 부분에서 중원소가 전리되어 에너지를 잃음으로써 멎게 된다. 그리고 현재로서는 명확하게 밝혀지지 않은 어떤 과정이 필수적으로 작용하여 중심핵의 바깥 층이 중성미자 진동(pulse)으로부터 약 10<sup>44</sup> 줄(1 [[포에 (단위|포에]])의 에너지를 재흡수하고, 그리하여 눈에 보이는 폭발을 일으킨다.<ref>Barwick; Beacom; Vince Cianciolo; Scott Dodelson; Feng; Fuller; Manoj Kaplinghat; McKay et al. (2004). "APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group". arXiv:[http://arxiv.org/abs/astro-ph/0412544v1 astro-ph/0412544v1] [http://arxiv.org/archive/astro-ph astro-ph].</ref><ref name="collapse scenario">{{저널 인용
|성 = Fryer
|이름 = C. L.
|이탤릭체 = 예
|성2 = New
|이름2 = K. C. B.
|날짜 = 2006-01-24
<!--|장 = 3.1 Collapse scenario -->
|쪽 = 3.1 Collapse scenario
|제목 = Gravitational Waves from Gravitational Collapse
|url = http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu1.html
|저널 = Living Reviews in Relativity
|volume = 6
|issue = 2
|확인날짜 = 2006-12-14
|보존url = https://web.archive.org/web/20130530233002/http://relativity.livingreviews.org/open?pubNo=lrr-2003-2&page=articlesu1.html
|보존날짜 = 2013-05-30
|url-status = dead
}}</ref> 단, 이것 외에도 폭발의 원동력을 설명하는 다른 이론은 존재한다.<ref name="WoosleyJanka" />
이렇게 형성된 중성자별 위로 외피층의 물질 일부가 떨어질 수 있는데, 중성자별에 8 태양질량 이상의 물질이 누적되면 다시금 붕괴하여 블랙홀을 형성할 수 있다. 이렇게 누적된 물질은 폭발의 운동에너지 또는 방출되는 방사능 물질의 양을 줄일 수 있지만, 어떤 상황에서는 감마선 폭발이나 이례적으로 밝은 초신성의 결과로 [[상대론적 제트]]를 형성할 수도 있다.
축퇴핵이 아닌 중심핵이 붕괴를 일으키면 추가적인 핵융합이 일어난다. 쌍불안정에 의해 중심핵 붕괴가 일어났을 때, 산소 핵융합이 시작되고 붕괴가 중단될 수 있다. 핵질량이 40 ~ 60 태양질량 이상일 경우, 붕괴가 중단되고 별은 말짱히 남지만, 더 큰 핵이 형성될 경우 핵붕괴는 다시 일어난다. 핵질량이 약 60 ~ 130 태양질량일 경우, 산소와 그보다 무거운 원소들의 핵융합이 너무 격렬하여 별 전체가 갈갈이 찢어져 초신성이 폭발한다. 질량범위의 상한 정도에서는, 태양질량의 수 배 상당의 니켈 56이 방출되어 초신성이 이례적으로 밝고 또 극도로 오래 지속된다. 핵질량이 그보다도 큰 경우에는 광붕괴가 일어날 정도로 핵온도가 높아지고, 핵은 완전히 붕괴하여 블랙홀이 된다.<ref name="kasen">Kasen, D.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2011). [http://iopscience.iop.org/0004-637X/734/2/102/pdf/0004-637X_734_2_102.pdf "Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout"] (pdf). ''The Astrophysical Journal'' '''734''' (2): 102. arXiv:[http://arxiv.org/abs/1101.3336 1101.3336]. doi:[http://dx.doi.org/10.1088%2F0004-637X%2F734%2F2%2F102 10.1088/0004-637X/734/2/102].</ref>
==== II형 초신성 ====
{{본문|II형 초신성}}
[[파일:SN 1997D.jpg|섬네일|이례적으로 덜 밝은 II형 초신성 [[SN 1997D]].]]
<!--
NOTE: 이 부분에는 요약적 정보만을 기재합니다. 보다 자세한 정보는
위에 링크된 "II형 초신성" 문서에 기재해 주십시오.
-->
처음 질량이 태양의 7배 이하인 별들은 탄소를 융합하지 못하고, 늙어서는 대기층을 상실하여 백색 왜성이 된다. 질량이 최소 10 태양질량인 별은 복잡한 방법으로 진화하여, 중심핵 속 온도가 더 뜨거운 곳에서 더 무거운 원소를 꾸준히 계속 태우게 된다.<ref name="WoosleyJanka">
{{저널 인용
| 성=Woosley | 이름=S.
| 성2=Janka |이름2=H.-T.
| 연도=2005
| 제목=The Physics of Core-Collapse Supernovae
| 저널=[[Nature Physics]]
| volume=1 | issue=3 | 쪽=147–154
| arxiv=astro-ph/0601261 | 이탤릭체=예
| doi=10.1038/nphys172 | bibcode=2005NatPh...1..147W
}}</ref><ref name="science304">
{{저널 인용
| 성=Gilmore | 이름=G.
| 연도=2004
| 제목=The Short Spectacular Life of a Superstar
| 저널=[[사이언스|Science]]
| volume=304 | issue=5697 | 쪽=1915–1916
| doi=10.1126/science.1100370
| pmid=15218132 | 이탤릭체=예
}}</ref> 별의 내부는 양파처럼 층을 이루게 되고, 큰 껍질에서는 보다 융합하기 쉬운 원소들의 연소가 일어난다.<ref name="late stages">
{{웹 인용
| 성=Richmond | 이름=M
| 제목=Late stages of evolution for low-mass stars
| url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
| 출판사=[[로체스터 기술연구소|Rochester Institute of Technology]]
| 확인날짜=2006-08-04
}}</ref><ref name="hinshaw">{{웹 인용
| 성=Hinshaw
| 이름=G.
| 날짜=2006-08-23
| url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
| 제목=The Life and Death of Stars
| 출판사=[[NASA]]/[[윌킨슨 극초단파 이방성 탐색기|WMAP]]
| 확인날짜=2006-09-01
| 보존url=https://web.archive.org/web/20080312214838/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
| 보존날짜=2008-03-12
| url-status=dead
}}</ref> 흔히 이 상태를 철핵을 가진 양파 구조로 설명하지만, 가장 질량이 작은 축의 초신성 원형 별은 산소-네온(-마그네슘) 핵을 가지고 있을 뿐이다.(9 ~ 10 태양질량) 이 별들을 [[점근거성가지|점근거성열성]]이라고 하며, 이 별들이 중심핵 붕괴 초신성의 대부분을 형성할 것으로 생각된다. 하지만 이 초신성들은 보다 무거운 원형 별이 형성한 초신성에 비해 덜 밝고 관측도 덜 된다.<ref name="superagb">Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). "The Supernova Channel of Super‐AGB Stars". ''The Astrophysical Journal'' '''675''': 614. doi:[http://dx.doi.org/10.1086%2F520872 10.1086/520872].</ref>
초거성이 중심핵 붕괴를 일으킬 때, 아직 수소 외피층을 가지고 있으면 그 결과 II형 초신성이 형성된다. 밝은 별의 질량 손실률은 금속성과 밝기에 의해 결정된다. 태양 수준의 금속성에, 극도로 밝은 별은 중심핵 붕괴가 일어나기 전에 수소 외피층을 몽땅 소실하게 되고, II형 초신성을 형성하지 않는다. 금속성이 낮은 경우엔, 별이 수소 외피층을 가진 채로 중심핵 붕괴에 다다르지만, 눈에 보이는 초신성을 만들어내지 않고 곧바로 블랙홀로 짜부라든다.
처음 질량이 태양의 약 90배 이상인 별, 또는 그보다 약간 작고 금속성이 높은 별은 가장 흔하게 관측되는 유형인 II-P형 초신성을 형성할 것으로 생각된다. 중간 정도 ~ 높은 금속성을 가졌을 경우, 별이 항성의 질량 범위의 상한에 육박할 정도이면, 중심핵 붕괴가 일어날 때쯤이면 수소 외피층의 대부분을 상실한 상태로, II-L형 초신성이 된다. 금속성이 매우 낮고, 질량이 140 ~ 250 태양질량인 별은 수소 외피층과 산소 중심핵을 가진 채로 쌍불안정에 의한 중심핵 붕괴가 일어난다. 그 결과 II형의 특징을 나타내되, 니켈 56이 대량으로 방출되고 매우 밝은 초신성이 형성된다.
==== Ib형 및 Ic형 초신성 ====
{{본문|Ib형 및 Ic형 초신성}}
[[파일:Supernova 2008D.jpg|섬네일|Ib형 초신성인 SN 2008D.<ref>Malesani, D.; ''et al'' (2008). "Early spectroscopic identification of SN 2008D". arXiv:[http://arxiv.org/abs/0805.1188M 0805.1188M]{{깨진 링크|url=http://arxiv.org/abs/0805.1188M }}.</ref> 왼쪽은 [[엑스선]] 사진이고, 오른쪽은 가시광선 사진이다. 오른쪽 사진의 은하 오른쪽 위에 초신성이 있다.<ref>
{{웹 인용
| 성=Naeye | 이름=R.
| 성2=Gutro |이름2=R.
| 날짜=2008-05-21
| 제목=NASA's Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding
| url=http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/swift_supernova.html
| 출판사=[[NASA]]/[[고다드 우주 비행 센터|GSFC]]
| 확인날짜=2008-05-22
}}</ref>]]
이 초신성들은 II형과 마찬가지로 거대한 별이 중심핵 붕괴를 일으켜 형성된다. 하지만 강력한 [[항성풍]] 또는 동반성과의 상호작용 등으로 인해 외피층(수소)의 대부분을 상실하였기 때문에 Ib형 또는 Ic형 초신성이 된다.<ref>Pols, O. (1997). "Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae". In Leung, K.-C. ''Proceedings of The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research''. ASP Conference Series '''130'''. pp. 153–158. Bibcode:[http://adsabs.harvard.edu/abs/1997rdbs.conf..153P 1997rdbs.conf..153P].</ref> 이런 별들을 일컬어 [[울프-레이에별]]이라고 한다. 금속성이 보통 수준에서 높은 수준인 별이, 연속적인 항성풍에 의하여 매우 큰 손실률로 질량을 잃어갈 때 그것이 바로 울프-레이에별이다. 그런데 Ib형 또는 Ic형 초신성을 관측한 결과, 울프-레이에별의 관측 또는 예상 존재와 일치하지 않음이 밝혀졌고, 이 유형의 중심핵 붕괴 초신성에 대한 또다른 해석이 세워졌다. 쌍성계의 상호작용에 의해 초신성을 형성하는 별의 수소가 마멸되었다는 것이 그것이다. 이 해석은 관측된 초신성과 보다 잘 맞아떨어지지만, 적절한 쌍성계의 헬륨성이 발견된 바 없다는 단서를 달고 있다.<ref name=binary>Eldridge; Morgan Fraser; Smartt; Maund; Mark Crockett (2013). "The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of type Ibc supernovae". arXiv:[http://arxiv.org/abs/1301.1975v1 1301.1975v1] [http://arxiv.org/archive/astro-ph.SR astro-ph.SR].</ref> 초신성 폭발은 중심핵 붕괴의 순간에 별이 완전히 짜부라들어 블랙홀이 되지 않을 만큼 질량이 많지 않은 한 언제든지 일어날 수 있기 때문에, 모든 거대한 별은 중심핵 붕괴가 일어나기 전에 충분한 질량을 잃었다면 초신성을 일으킬 수 있다.
Ib형 초신성은 Ic형 초신성보다 흔하며, 대기중에 아직 헬륨이 존재하는 WC형 울프-레이에별에서 일어난다. 좁은 질량 범위 내에서, 중심핵이 붕괴하기 전에 별이 좀더 진화하여 헬륨이 거의 남아있지 않은 WO형 울프-레이에별이 된다. WC형 울프-레이에별은 Ic형 초신성의 원형 별이다.
Ic형 초신성 중 몇 퍼센트는 [[감마선 폭발]](GRB)와 관련이 있는데, 수소가 손실된 모든 Ib형 또는 Ic형 초신성은 폭발의 기하학적 구조에 따라 GRB를 일으킬 수 있다고 생각된다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Ryder |이름=S. D.
| 연도=2004
| 제목=Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?
| 저널=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
| volume=349 | issue=3 | 쪽=1093–1100
| bibcode=2004MNRAS.349.1093R
| doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x
| arxiv = astro-ph/0401135
| display-authors=1
| 성2=Sadler
| 이름2=Elaine M.
| 성3=Subrahmanyan
| 이름3=Ravi
| 성4=Weiler
| 이름4=Kurt W.
| 성5=Panagia
| 이름5=Nino
| 성6=Stockdale
| 이름6=Christopher
| 이탤릭체=예}}</ref>
=== 광도곡선 ===
[[파일:Comparative supernova type light curves.png|오른쪽|섬네일|370px|유형에 따른 초신성들의 상대적 광도곡선.<br />검은색은 Ia형, 빨간색은 Ib형, 노란색은 Ic형, 자주색은 IIb형, 하늘색은 II-L형, 파란색은 II-P형, 초록색은 IIn형이다.]]
초신성의 유형이 서로 다르면 광도곡선의 모양과 폭도 달라지며, 이것은 가시 복사선이 생성되는 폭발의 근본적 기작과 방출된 물질의 투명성에 의해 결정된다. 빛의 파장이 다르면 광도곡선도 전혀 다른 모양을 하게 된다. 예컨대 자외선 및 그보다 짧은 파장에서는 불과 수 초 동안 지속되는, 극도로 밝은 절정기가 존재한다. 이것은 최초의 폭발 때 충격파가 발생하는 것과 상응하며, 긴 파장의 빛으로는 감지하기가 무척 어려운 것이다.
Ia형 초신성의 광도곡선은 거의 균일하여, 일정한 최대 절대등급과 상대적으로 가파른 밝기 감소를 보인다. 에너지 방출은 니켈 56(반감기 6일)이 코발트 56(반감기 77일)으로 변하는 방사성 감쇠에 의한 것이다. 폭발로 인해 방출된 물질들에서 생성된 방사성 동위원소들은 주위 물질들을 들뜨게 하여 백열을 만들어낸다. 광구의 실질적 크기가 줄어들고 전자기 복사가 감소됨에 따라 광도곡선의 초기 양상은 가파른 감소세를 보인다. B대(B band; 전자기 스펙트럼에서 파장 1.2 ~ 0.6 미터인 전파대)에서 광도곡선은 계속 감소하는데, 약 40일이 지났을 때 가시 광도곡선에서는 작은 등성이 부분이 나타난다. 하지만 이것은 특정 전리중원소가 재결합하여 적외선 복사를 생성하고, 분출물들이 투명해지기 때문에 적외선 파장에서 일어나는 이차적 최댓값의 징후일 뿐이다. 가시광 광도곡선은 방사성 코발트(반감기가 보다 길며 곡선의 후기를 장악하는)의 감쇠율보다 감쇠율이 조금 더 커진 채로 계속 감소한다. 이것은 분출된 물질들이 보다 널리 퍼져서, 고에너지 복사를 가시광 복사로 전환시키는 능력이 떨어졌기 때문이다. 몇 개월이 더 지나면 남아있는 코발트 56의 [[양전자 방출]]이 두드러지면서 광도곡선의 감소율은 또다시 변화한다. 다만, 이 부분의 광도곡선에 대한 상세한 연구는 잘 이루어지지 않았다.
Ib형과 Ic형 초신성의 광도곡선은 기본적으로 Ia형과 비슷하지만 평균적인 최대 밝기가 Ia형보다 조금 낮다. 역시 가시광선 방출은 방사성 감쇠가 가시 복사로 전환됨으로 인한 것이지만, 이 유형의 초신성에서는 니켈 56의 질량이 훨씬 적다. 최대 밝기는 상당히 제각각이어, 가끔은 일반적인 것보다 몇 자릿수 단위로 더 밝거나 덜 밝은 Ib/c형 초신성도 있다. Ic형 초신성 중 가장 밝은 것을 [[극초신성]]이라 하며, 이것들은 최대 밝기가 큼과 함께 광도곡선의 너비도 넓은 경향이 있다. 추가적인 에너지원은 회전하는 블랙홀의 형성으로 인한 상대론적 제트로 생각되며, 이것으로 인해 [[감마선 폭발]]도 일어날 수 있다.
II형 초신성의 광도곡선은 밝기 감소가 하루당 0.05 [[절대등급|등급]]으로, I형 초신성의 곡선보다 느리다는 점이 특징적이다.<ref>Bibcode: [http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A&A....72..287B 1979A&A....72..287B]</ref> 이 값은 안정기 시기는 제외한 것이다. 수 개월 동안의 가시광 방출은 방사성 감쇠보다는 운동 에너지로, 그것은 주로 초거성 원형 별의 대기로부터 분출된 수소의 존재에 의한 것이다. 최초 폭발 때 이 수소가 뜨거워져 전리된다. 이 수소가 재결합하여 가시광선을 방출하고 보다 투명해짐으로 인해, 다수의 II형 초신성은 광도곡선에 오래 지속되는 안정기를 나타낸다. 그 뒤에는 방사성 감쇠를 통해 빛이 나는데, 수소를 통하여 빛으로 전환되는 효율로 인하여 I형 초신성보다 감소 속도가 느린 편이다.<ref>
{{웹 인용
| 제목=Type II Supernova Light Curves
| url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+II+Supernova+Light+Curves
| 출판사=[[스윈번 공과대학교|Swinburne University of Technology]]
| 확인날짜=2007-03-17
}}</ref>
II-L형 초신성은 그 원형 별의 대기중에 남은 수소가 상대적으로 적은 편이라서 안정기가 없다. II-L형 초신성의 수소는 스펙트럼상 검출될 만큼은 많지만, 빛 방출에서 눈에 띄는 안정기를 만들어낼 정도로 충분하지는 못하다. IIb형 초신성은 원형 별의 대기 중 수소가 너무 결손되어서(동반성에 의해 조석적으로 빨려나간 것으로 생각된다) 광도곡선이 I형 초신성의 그것에 가까우며, 심지어 몇 주가 지나면 스펙트럼상에서도 수소가 보이지 않게 된다.<ref name="comparative_study" />
IIn형 초신성은 별 주위 물질의 두터운 껍질로 인해 생성되는 좁은선이 특징적이다. IIn형 초신성의 광도곡선은 대체로 아주 넓게 늘어져 있으며, 가끔은 극도로 밝은 것이 있어 [[극초신성]]으로 불리기도 한다. 이 광도곡선은 분출물의 운동에너지가 주위 물질의 두터운 껍질과 상호작용하여 높은 효율로 전자기 복사로 전환되어 생성된 것이다. 이것은 그 물질이 충분히 두텁고 조밀할 때 일어나며, 그것은즉 물질 구름이 초신성이 폭발하기 불과 얼마 전에 원형 별에 의해 형성되었다는 것을 의미한다.
거리 측정용 촉광과 실험 모델을 생성하기 위하여 많은 수의 초신성들이 목록화되어 분류되었다. 평균적 특성은 거리와 모은하의 형태에 따라 다소의 차이가 존재하지만, 초신성의 유형에 따라 대략적으로 상술할 수 있다.
{| class="wikitable" style="max-width: 800px"
|+유형에 따른 초신성의 물리적 특성<ref name="weidong">{{저널 인용
| last1 = Li | first1 = W.
| last2 = Leaman | first2 = J.
| last3 = Chornock | first3 = R.
| last4 = Filippenko | first4 = A. V.
| last5 = Poznanski | first5 = D.
| last6 = Ganeshalingam | first6 = M.
| last7 = Wang | first7 = X.
| last8 = Modjaz | first8 = M.
| last9 = Jha | first9 = S.
| last10 = Foley
| doi = 10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x | first10 = R. J.
| last11 = Smith | first11 = N.
| title = Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search - II. The observed luminosity functions and fractions of supernovae in a complete sample
| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| volume = 412
| issue = 3
| pages = 1441
| year = 2011
| pmid =
| pmc =
|arxiv = 1006.4612 |bibcode = 2011MNRAS.412.1441L }}</ref><ref name="richardson">{{저널 인용
| last1 = Richardson | first1 = D.
| last2 = Branch | first2 = D.
| last3 = Casebeer | first3 = D.
| last4 = Millard | first4 = J.
| last5 = Thomas | first5 = R. C.
| last6 = Baron | first6 = E.
| doi = 10.1086/338318
| title = A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae
| journal = The Astronomical Journal
| volume = 123
| issue = 2
| pages = 745
| year = 2002
| pmid =
| pmc =
|arxiv = astro-ph/0112051 |bibcode = 2002AJ....123..745R }}</ref>
! 유형{{ref|a|a}} !!절정기의 평균<br />[[절대등급]]{{ref|b|b}} !!근사적 에너지<br />(단위 [[포에 (단위)|포에]]){{ref|c|c}} !!밝기 절정에 이르는 일수 !! 밝기 절정에서<br />10%선으로 떨어지는 일수
|-
|Ia형 || style="text-align:right"|−19 || style="text-align:right"|1 || style="text-align:right"|근사하게 19 || style="text-align:right"|약 60
|-
|어두운 Ib/c형 || style="text-align:right"|약 −15 || style="text-align:right"|0.1 || style="text-align:right"|15 ~ 25 || style="text-align:right"|불명
|-
|Ib형 || style="text-align:right"|약 −17 || style="text-align:right"|1 || style="text-align:right"|15 ~ 25 || style="text-align:right"|40 ~ 100
|-
|Ic형 || style="text-align:right"|약 −16 || style="text-align:right"|1 || style="text-align:right"|15 ~ 25 || style="text-align:right"|40 ~ 100
|-
|밝은 Ic형 || style="text-align:right"|to −22 || style="text-align:right"|above 5 || style="text-align:right"|대충 25 || style="text-align:right"|대충 100
|-
|II-b형 || style="text-align:right"|약 −17 || style="text-align:right"|1 || style="text-align:right"|약 20 || style="text-align:right"|약 100
|-
|II-L형 || style="text-align:right"|약 −17 || style="text-align:right"|1 || style="text-align:right"|약 13 || style="text-align:right"|약 150
|-
|어두운 II-P형|| style="text-align:right"|약 −14 || style="text-align:right"|0.1 || style="text-align:right"|대충 15 || style="text-align:right"|불명
|-
|II-P형 || style="text-align:right"|약 −16 || style="text-align:right"|1 || style="text-align:right"|약 15 || style="text-align:right"|안정기 이후 50
|-
|IIn형{{ref|d|d}} || style="text-align:right"|약 −17 || style="text-align:right"|1 || style="text-align:right"|12 ~ 30 이상 || style="text-align:right"|50 ~ 150
|-
|밝은 IIn형|| style="text-align:right"|to −22 || style="text-align:right"|above 5 || style="text-align:right"| 50 초과 || style="text-align:right"| 100 초과
|}
비고:
: {{단순목록|
: a. {{note|a}} 어두운 유형들은 별개의 하위유형일 가능성이 있다. 밝은 유형들은 조금만 더 밝으면 극초신성이 될 연장선에 있을 가능성이 있다.
: b. {{note|b}} 이 등급은 R대에서 측정된 것이다. V대 또는 B대를 측정한 것이 더 흔하며, 그 경우 초신성의 등급의 절반 정도 더 밝다.
: c. {{note|c}} 운동에너지의 [[자릿수]](1 포에는 10<sup>44</sup> 줄이다). 전자기 복사 에너지의 총량은 보통 그보다 낮으며, (이론적인) 중성미자 에너지는 훨씬 높다.
: d. {{note|d}} 아마 여러 다른 그룹이 모여 있는, 성운 속에 그 어떤 유형이라도 파묻혀 있는 것일 수 있음.
}}
=== 비대칭성 ===
[[파일:Chandra-crab.jpg|섬네일|[[게 성운]] 속의 펄사는 성운에 대하여 초속 375 킬로미터의 상대속도로 움직이고 있다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Frail |이름=D. A.
| 성2=Giacani |이름2=E. B.
| 성3=Goss |이름3=W. M.
| 성4=Dubner |이름4=G.
| 연도=1996
| 제목=The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44
| 저널=Astrophysical Journal Letters | 이탤릭체=예
| volume=464 | issue=2 | 쪽=L165–L168
| bibcode=1996ApJ...464L.165F
| doi=10.1086/310103
|arxiv = astro-ph/9604121 }}</ref>]]
II형 초신성을 둘러싼 오래된 질문 하나는, 폭발 이후 남겨진 밀집성이 왜 매우 빠른 속도로 원래의 핵 위치에서 멀어지고 있냐는 것이다.<ref>
{{서적 인용
| 성=Hoflich |이름=P.
| 성2=Kumar |이름2=P.
| 성3=Wheeler |이름3=J. C.
| 연도=2004
| 장=Neutron star kicks and supernova asymmetry
| 제목=Cosmic explosions in three dimensions: Asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts
| 쪽=276
| 출판사=[[케임브리지 대학교 출판부|Cambridge University Press]]
| bibcode=2004cetd.conf..276L | 이탤릭체=예
}}</ref> ([[펄사]]를 비롯한 중성자별들은 높은 속도를 가짐이 관측되었다. 블랙홀 역시 그러할 것으로 짐작되지만, 따로 관측하기가 훨씬 어렵다) 1 태양질량 이상의 천체를 초속 500 킬로미터 이상의 속도로 가속시킬 정도기 때문에, 그 초기 추진력은 상당히 클 것이다. 이 변위의 크기는 폭발에 비대칭성이 존재함을 의미하지만, 그 운동량이 어떻게 밀집성으로 전달되는지 그 기작은 현재 수수께끼로 남아 있다. 제안된 해석으로는 별이 붕괴할 때의 대류, 중성자별이 형성될 때의 제트 생성 등이 있다.
우선 이 비대칭성을 설명하는 한 가지 해석은 핵 위에서 일어나는 대규모의 [[대류]]이다. 대류로 인해 장소별로 원소의 존재비의 불균형이 발생할 수 있으며, 그 결과 중심핵 붕괴 때 핵연소가 고르지 않게 일어나고, 폭발로 인해 튕겨나가게 된다는 것이다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Fryer | 이름=C. L.
| 연도=2004
| 제목=Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse
| 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
| volume=601 | issue=2 | 쪽=L175–L178
| bibcode=2004ApJ...601L.175F
| doi=10.1086/382044 | 이탤릭체 = 예
|arxiv = astro-ph/0312265 }}</ref>
또다른 해석으로는, 중앙의 중성자별에 대한 가스 강착이 [[강착 원반|원반]]을 형성하여 그로 인해 지향성 제트(별 바깥으로 빠른 속도로 분출되는 물질)를 만들어내고, 그로 인하여 가로질러진 충격파가 별을 완전히 파괴한다는 것이 있다. 이 제트는 초신성 폭발을 일으키는 데도 결정적 역할을 할 가능성이 있다.<ref>
{{뉴스 인용
| 날짜=2002-03-02
| 제목=Jets, Not Neutrinos, May Cause Supernova Explosions, Scientists Say
| url=http://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2000/0302a.html
| 출판사=[[맥도날드 천문대|McDonald Observatory]]
| 확인날짜=2006-12-11
}}</ref><ref>{{웹 인용
| 성=Foust
| 이름=J.
| 날짜=2000-01-09
| 제목=Evidence presented for new supernova explosion model
| url=http://spaceflightnow.com/news/n0101/09supernova/
| 웹사이트=[[Spaceflight Now]]
| 확인날짜=2006-12-13
| 보존url=https://web.archive.org/web/20061231052345/http://spaceflightnow.com/news/n0101/09supernova/
| 보존날짜=2006-12-31
| url-status=dead
}}</ref> (오래 지속되는 [[감마선 폭발]]을 설명하는 데도 유사한 이론이 현재 선호되고 있다)
폭발 초기의 비대칭성은 Ia 초신성에서는 관측을 통하여 확실히 입증되었다. 이 결과는 어쩌면 Ia형 초신성의 초기 밝기가 그 초신성을 보는 각도에 따라 달라질 수 있음을 의미할 수도 있다. 하지만 시간이 지남에 따라서 폭발은 점점 대칭적으로 변한다. 초기의 비대칭성은 방출되는 빛의 편광을 분석함으로써 찾아낼 수 있다.<ref>
{{뉴스 인용
| 날짜=2003-08-06
| 제목=The VLT Measures the Shape of a Type Ia Supernova
| url=http://www.eso.org/public/news/eso0325/
| 출판사=[[유럽 남방 천문대|European Southern Observatory]]
| 확인날짜=2006-12-11
}}</ref>
=== 에너지 방출 ===
[[파일:SNIacurva.png|섬네일|니켈 56과 코발트 56의 방사성 감쇠가 초신성의 가시 광도곡선을 만들어낸다.]]
초신성 하면 먼저 떠오르는 것은 매우 밝은, 눈에 보이는 사건이라는 것이지만, 초신성으로 인해 생성되는 [[전자기 복사]]는 폭발로 인한 부산물에 불과하다고 생각해도 될 정도이다. 특히 중심핵 붕괴 초신성의 경우, 방출되는 전자기 복사는 전체 에너지 중 아주 적은 부분을 차지할 뿐이다.
=== 원형 별 ===
초신성의 유형 분류는 폭발 당시 원형 별(Progenitor star)의 상태와 밀접한 관련이 있다. 각각의 초신성 유형의 발생은 금속성에 의해, 더 나아가서는 속해 있는 은하의 나이에 의해 결정된다.
Ia형 초신성은 [[쌍성]]계의 [[백색 왜성]]에서 일어나며, [[은하의 형태분류|모든 형태]]의 은하에서 발생한다. 중심핵 붕괴 초신성은 수명이 짧은 거대한 별에서 일어나기에, 항성 형성이 현재 일어나거나 또는 최근에 일어난 은하에서 발생한다. 이 초신성은 Sc [[나선 은하]]에서 가장 흔하게 발견되나, 다른 나선 은하의 나선팔에서도 발견되며, [[불규칙 은하]], 특히 [[폭발적 항성생성 은하]]에서도 발견된다.
Ib형과 Ic형 및 II-L형 초신성, 그리고 (아마) IIn형 초신성의 대부분은 태양과 비슷한 수준의 금속성을 가진 별에서 일어나, 거대한 별에서 막대한 질량 손실을 일으킨다. 때문에 이 초신성들은 나이가 많고 멀리 떨어진 은하에서는 덜 흔하게 발생할 것이다. 이하 표는 중심핵 붕괴 초신성의 유형 중 주요한 것들의 추측되는 원형 별과, 또 우리 주변에서 각각의 근사적 비율을 정리한 것이다.
{| class="wikitable"
|+ Fraction of core collapse supernovae types by progenitor<ref name="cappellaro"/>
|-
! 초신성 유형 !! 원형 별 !! 비율
|-
| Ib || WC [[울프-레이에별]] || 10%
|-
| Ic || WO [[울프-레이에별]] || 10%
|-
| II-P || [[초거성]] || 70%
|-
| II-L || 수소 외피가 감손된 [[초거성]] || 10%
|-
| IIn || 분출된 물질로 이루어진 구름 속의 [[초거성]](예컨대 [[밝은 청색변광성]])|| 드물다
|-
| IIb || 수소 외피가 심하게 감손된(동반성에 의해 벗겨진?) [[초거성]] || 드물다
|}
== 초신성으로 인한 항성간 영향 ==
=== 중원소의 원천으로서의 초신성 ===
{{본문|초신성 핵합성}}
초신성은 [[산소]]보다 무거운 [[화학 원소]]의 주요한 원천이다.<ref>
{{저널 인용
| 성=François |이름=P.
| 연도=2004
| 제목=The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis
| 저널=[[천문학과 천체물리학|Astronomy and Astrophysics]]
| volume=421 | issue=2 | 쪽=613–621
| doi=10.1051/0004-6361:20034140
| bibcode=2004A&A...421..613F
|arxiv = astro-ph/0401499
| display-authors=1
| 성2=Matteucci
| 이름2=F.
| 성3=Cayrel
| 이름3=R.
| 성4=Spite
| 이름4=M.
| 성5=Spite
| 이름5=F.
| 성6=Chiappini
| 이름6=C. | 이탤릭체=예}}</ref> 이러한 무거운 원소들은 [[핵융합]](철 56과 그보다 가벼운 원소들) 및 초신성 폭발시의 [[핵합성]](철보다 무거운 원소)을 통하여 생성된다.<ref>{{저널 인용
| 성=Woosley |이름=S. E.
| 성2=Arnett |이름2=W. D.
| 성3=Clayton |이름3=D. D.
| 연도=1973
| 제목=The Explosive Burning of Oxygen and Silicon
| 저널=[[천체물리학 저널 부록|Astrophysical Journal Supplement]]
| volume=26 | 쪽=231–312
| bibcode=1973ApJS...26..231W
| doi=10.1086/190282
}}</ref> 이론의 여지가 없는 것은 아니지만, 초신성은 [[R-과정]]이 일어나는 후보로 거론된다. R-과정이란 온도와 중성자 밀도가 극도로 높은 상황 하에서 일어나는 신속한 핵합성 과정이다. 이 반응의 결과, [[중성자]]가 많은, 매우 불안정한 [[원자핵]]이 생산된다. 이 원자핵은 매우 불안정하기 때문에 빠르게 [[베타 붕괴]]를 일으켜 보다 안정적인 형태로 변하게 된다.
R-과정 반응은 II형 초신성에서 일어나는 것 같으며, 이로 인해 철보다 무거운 모든 원소 중 절반 가량을 생산해 내는데, 그 중 [[플루토늄]]·[[우라늄]] 등도 포함되어 있다.<ref>{{저널 인용
| 성=Qian |이름=Y.-Z.
| 성2=Vogel |이름2=P.
| 성3=Wasserburg |이름3=G. J.
| 연도=1998
| 제목=Diverse Supernova Sources for the r-Process
| 저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
| volume=494 | issue=1 | 쪽=285–296
| bibcode=1998ApJ...494..285Q
| doi=10.1086/305198|이탤릭체=예
|arxiv = astro-ph/9706120 }}</ref> R-과정을 제외하고 철보다 무거운 원소를 생산해낼 만한 주요한 과정은 [[S-과정]]이 있다. S-과정은 거대한 늙은 별인 적색 거성에서 주로 일어나며, R-과정보다 천천히 일어난다. 또한 [[납]]보다 무거운 원소는 생산하지 못한다.<ref>{{저널 인용
|성 = Gonzalez
|이름 = G.
|성2 = Brownlee
|이름2 = D.
|성3 = Ward
|이름3 = P.
|날짜 = 2001
|제목 = The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution
|url = http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Gonzalez%20et%20al.%202001.pdf
|저널 = [[이카루스 (저널)|Icarus]]
|volume = 152
|issue = 1
|쪽 = 185–200
|doi = 10.1006/icar.2001.6617
|보존url = https://web.archive.org/web/20060912184254/http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Gonzalez+et+al.+2001.pdf
|보존날짜 = 2006-09-12
|bibcode = 2001Icar..152..185G
|이탤릭체 = 예
|arxiv = astro-ph/0103165
|확인날짜 = 2013-07-14
|url-status = dead
}}</ref>
=== 항성 진화에 있어서의 초신성의 역할 ===
{{본문|초신성 잔해}}
초신성 폭발의 잔해는 [[밀집성]]과, 급속도로 확산되는 물질의 [[충격파]]로 이루어져 있다. 이 물질의 구름은 [[자유 팽창]]하면서 주위의 [[성간 매질]]을 휩쓸고, 이것은 2세기 정도까지 지속된다. 그 뒤 [[단열 과정|단열 팽창]] 기간을 지나, 약 10,000년에 걸쳐 서서히 식어가면서 주위 성간 매질과 섞여간다.<ref>
{{웹 인용
| 날짜=2006-09-07
| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
| 제목=Introduction to Supernova Remnants
| 출판사=[[고에너지 천체물리학 과학보존 연구센터|High Energy Astrophysics Science Archive Research Center]], [[NASA]]
| 확인날짜=2006-10-20
}}</ref>
[[파일:STScl-2005-15.png|왼쪽|섬네일|[[대마젤란 은하]]의 덩어리진 가스와 먼지 사이로 초신성 잔해 N 63A가 보인다.]]
[[빅뱅]]이 일어났을 때는 [[수소]]와 [[헬륨]], [[리튬]]만 생성되었을 뿐, 다른 모든 무거운 원소들은 항성과 초신성 속에서 합성된 것이다. 초신성은 주위 성간 매질에 수소와 헬륨에 비해 [[금속성]] 원소의 함량을 높이는 경향이 있다. 초신성에서 성간 매질로 주입된 원소들은 궁극적으로 항성 형성의 현장인 [[분자 구름]]을 풍부하게 만든다.<ref>{{웹 인용
| 성=Kulyk
| 이름=C. L.
| 날짜=2006-06-19
| 제목=Explosive Debate: Supernova Dust Lost and Found
| url=http://www.space.com/2502-explosive-debate-supernova-dust-lost.html
| 출판사=[[Space.com]]
| 확인날짜=2006-12-01
| 보존url=https://web.archive.org/web/20110202003113/http://www.space.com/2502-explosive-debate-supernova-dust-lost.html
| 보존날짜=2011-02-02
| url-status=dead
}}</ref> 이와 같이, 항성들은 각각 세대에 따라 조성이 조금씩 달라진다. 거의 순수한 수소와 헬륨의 혼합체에서 점점 금속이 늘어나는 것이다. 초신성은 이렇게 항성 내부에서 핵융합을 통해 생성된 중원소를 분배하는 지배적인 메커니즘이다. 항성을 형성하는 물질 속의 원소 존재비의 차이는 항성의 일생에 중요한 영향을 미치며, 주위를 공전하는 [[행성]]이 존재할 가능성에 역시 결정적인 영향을 미친다.
또한 팽창하는 초신성 잔해의 [[운동 에너지]]가 근처 우주 공간의 짙은 분자 구름을 압축시켜 항성의 형성의 방아쇠를 당기는 역할을 할 수도 있다.<ref>Preibisch, T.; Zinnecker, H. (2001). "Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)". ''ASP Conference Proceedings, From Darkness to Light: Origin and Evolution of Young Stellar Clusters'' '''243'''. San Francisco: [[태평양 천문학회|Astronomical Society of the Pacific]]. p. 791. Bibcode:[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ASPC..243..791P 2001ASPC..243..791P].</ref> 하지만 분자 구름이 초신성 잔해의 과도한 에너지를 상쇄시키지 못할 경우에는 오히려 난류 압력의 증가가 항성의 형성을 방해할 수도 있다.<ref name="aaa128">
{{저널 인용
| 성=Krebs |이름=J.
| 성2=Hillebrandt |이름2=W.
| 연도=1983
| 제목=The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds
| 저널=[[천문학과 천체물리학|Astronomy and Astrophysics]]
| volume=128 | issue=2 | 쪽=411–419
| bibcode=1983A&A...128..411K | 이탤릭체=예
}}</ref>
수명이 짧은 [[방사성 동위원소]]에서 생산된 딸핵종의 흔적은 약 4백 5십억 년 전에 가까운 초신성이 [[태양계]]의 물질 구성을 결정하는 데 영향을 끼쳤음을 알 수 있게 해 주며, 어쩌면 그 초신성이 태양계의 형성 자체를 시작하게 한 방아쇠 역할을 했을 수도 있다.<ref>
{{웹 인용
| 성=Taylor | 이름=G. J.
| 날짜=2003-05-21
| 제목=Triggering the Formation of the Solar System
| url=http://www.psrd.hawaii.edu/May03/SolarSystemTrigger.html
| 출판사=Planetary Science Research
| accessdate=2006-10-20
}}</ref> 천문학적 시간을 거치며 초신성으로 인해 생성된 중원소가 지구의 [[생화학|생명체의 화학적 성질]]을 궁극적으로 결정지었을 가능성 역시 존재한다.
=== 지구에 미치는 초신성의 영향 ===
{{본문|근지구 초신성}}
'''근지구 초신성'''(近地球超新星, near-Earth supernova)이란 [[생물권]]에 눈에 띄는 영향을 미칠 수 있을 정도로 지구에 가까운 초신성을 말한다. 초신성의 유형과 에너지에 따라, 약 3000 [[광년]] 거리까지도 근지구 초신성이라고 판단할 수 있다. 초신성의 [[감마선]]은 [[지구 대기]] 상층에서 [[화학 반응]]을 유발하여 [[질소]] 분자를 [[산화질소]]로 변형시킬 것이다. 그리하여 [[오존층]]이 감손되고 해로운 [[햇빛|태양 방사선]]과 [[우주선 (물리)|우주 방사선]]이 지구 표면까지 도달하게 될 것이다. 근지구 초신성 폭발로 인한 오존층 감손은 지구의 해양 생물의 약 60%를 죽음에 이르게 한 [[오르도비스기-실루리아기 멸종|오르도비스기-실루리아기 대멸종]]의 원인으로 추측되고 있다.<ref>
{{저널 인용
|성=Melott |이름=A.
|연도=2004
|제목=Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?
|저널=[[국제 우주생물학 저널|International Journal of Astrobiology]]
|volume=3 | issue=2 | 쪽=55–61
|arxiv=astro-ph/0309415
|doi=10.1017/S1473550404001910
|bibcode = 2004IJAsB...3...55M
|display-authors=1
|성2=Lieberman
|이름2=B.S.
|성3=Laird
|이름3=C.M.
|성4=Martin
|이름4=L.D.
|성5=Medvedev
|이름5=M.V.
|성6=Thomas
|이름6=B.C.
|성7=Cannizzo
|이름7=J.K.
|성8=Gehrels
|이름8=N.
|성9=Jackman
|이름9=C.H. }}</ref>
1996년에는 [[지층]] 속에 남은 금속 동위원소의 형태로 지구에서 과거 초신성의 흔적을 찾을 수 있다는 이론이 제시되었다. 후에 [[태평양]]의 심해저 암석에 [[철 60]]이 풍부하다는 것이 보고되었다.<ref>{{뉴스 인용
|날짜 = Fall/Winter 2005–2006
|제목 = Researchers Detect 'Near Miss' Supernova Explosion
|url = http://www.las.uiuc.edu/alumni/news/fall2005/05fall_supernova.html
|쪽 = 17
|출판사 = [[일리노이 대학교 어배너-섐페인|University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences]]
|확인날짜 = 2007-02-01
|보존url = https://web.archive.org/web/20060901084028/http://www.las.uiuc.edu/alumni/news/fall2005/05fall_supernova.html
|보존날짜 = 2006-09-01
|url-status = dead
}}</ref><ref>
{{저널 인용
|성=Knie |이름=K.
|연도=2004
|제목=<sup>60</sup>Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source
|저널=[[Physical Review Letters]]
|volume=93 | issue=17 | 쪽=171103–171106
|doi=10.1103/PhysRevLett.93.171103
|bibcode=2004PhRvL..93q1103K
|display-authors=1
|성2=Korschinek
|이름2=G.
|성3=Faestermann
|이름3=T.
|성4=Dorfi
|이름4=E.
|성5=Rugel
|이름5=G.
|성6=Wallner
|이름6=A. |이탤릭체=예
}}</ref><ref name="Fields">
{{저널 인용
|성=Fields |이름=B. D.
|공저자=Ellis, J.
|연도=1999
|제목=On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova
|저널=[[뉴 아스트로노미|New Astronomy]]
|volume=4 |issue=6 |pages=419–430
|arxiv=astro-ph/9811457
|doi=10.1016/S1384-1076(99)00034-2 |이탤릭체=예
|bibcode = 1999NewA....4..419F }}</ref> 2009년에는 남극의 얼음층 속에서 높은 수준의 질산 이온이 발견되었으며, 이것은 1006년과 1054년의 초신성과 시기가 매우 비슷하다. 초신성의 감마선이 산화질소의 양을 늘렸고, 그것이 얼음 속에 갇히게 된 것일 가능성이 있다.<ref>{{저널 인용
|성 = Matson
|이름 = J.
|월 = May
|연도 = 2009
|제목 = Supernovae in Ice
|url = http://net.planet.ee/raamat/ScientificAmerican2009/05_Scientific_American_-_May_2009.pdf
|저널 = [[사이언티픽 아메리칸|Scientific American]]
|volume = 300
|쪽 = 28
|doi = 10.1038/scientificamerican0509-28a
|issue = 5
|이탤릭체 = 예
|access-date = 2013-07-14
|archive-date = 2011-07-20
|archive-url = https://web.archive.org/web/20110720125619/http://net.planet.ee/raamat/ScientificAmerican2009/05_Scientific_American_-_May_2009.pdf
|url-status =
}}</ref>
실제로 근지구 초신성이 폭발한다면, Ia형 초신성이 가장 위험할 가능성이 있다고 생각된다. 왜냐하면 Ia형 초신성은 어둡지만 흔한 백색 왜성에서 형성되며, 이것은즉 Ia형 근지구 초신성은 충분히 연구되지 못한 항성계에서 예측할 수 없게 발생할 수 있다는 것을 의미한다. Ia형 초신성이 지구에 영향을 끼치기 위해서는 1천 파섹(3300 광년)보다 가까워야 한다는 이론이 제기되어 있다.<ref>See section 4 in {{웹 인용
|성 = Richmond
|이름 = M.
|날짜 = 2005-04-08
|제목 = Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?
|url = http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt
|확인날짜 = 2006-03-30
|보존url = https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt
|보존날짜 = 2007-03-06
|url-status = dead
}}</ref> 현재까지 알려진 가장 가까운 후보는 [[페가수스자리 IK]]이다(이하 내용 참조).<ref>
{{저널 인용
|성=Gorelick | 이름=M.
|연도=2007
|제목=The Supernova Menace
|저널=[[하늘과 망원경|Sky & Telescope]]
|bibcode=2007S&T...113c..26G
|volume=113
|pages=26|이탤릭체=예
}}</ref> 최근에는 II형 초신성이 8 파섹(26 광년)보다 가까우면 지구의 오존층의 절반이 파괴된다고 추산된 바 있다.<ref name=Gehrels>
{{저널 인용
|성=Gehrels | 이름=N.
|연도=2003
|제목=Ozone Depletion from Nearby Supernovae
|저널=[[천체물리학 저널|Astrophysical Journal]]
|volume=585| issue=2 | 쪽=1169–1176
|arxiv=astro-ph/0211361
|doi=10.1086/346127
| bibcode=2003ApJ...585.1169G
|display-authors=1
|성2=Laird
|이름2=Claude M.
|성3=Jackman
|이름3=Charles H.
|성4=Cannizzo
|이름4=John K.
|성5=Mattson
|이름5=Barbara J.
|성6=Chen
|이름6=Wan|이탤릭체=예
}}</ref>
== 우리 은하의 초신성 후보 ==
{{본문|초신성 후보 목록}}
[[파일:Wolf rayet2.jpg|섬네일|약 21,000 [[광년]] 거리 떨어져 있는 [[울프-레이에별]] WR124 주위로 형성된 [[울프-레이에 성운]].<ref>{{웹 인용
| 성=van der Sluys
| 이름=M,
| 공저자=Lamers, H. J. G. L. M.
| 연도=2003
| url=http://www.astro.uu.nl/~sluys/M1-67/
| 제목=The dynamics of the Wolf–Rayet ring nebula M1-67
| 출판사=[[위트레흐트 천문학 연구소|Astronomical Institute of Utrecht]]
| 확인날짜=2007-06-07
| archive-date=2003-07-01
| archive-url=https://web.archive.org/web/20030701105918/http://www.astro.uu.nl/~sluys/M1-67/
| url-status=
}}</ref>]]
[[우리 은하]]의 거대한 별 여럿이 이후 1백만 년 이내에 초신성 폭발을 일으킬 후보로 추측되고 있다. 대표적인 것으로 [[카시오페이아자리 로]],<ref>
{{뉴스 인용
| 날짜=2003-01-31
| 제목=The William Herschel telescope finds the best candidate for a supernova explosion
| url=http://www.ing.iac.es/PR/press/ing12003.html
| 출판사=[[입자물리학 및 천문학 연구위원회|Particle Physics and Astronomy Research Council]]
| 확인날짜=2007-01-05
}}</ref> [[용골자리 에타]],<ref>
{{웹 인용
| 성=van Boekel |이름=R.
| 공저자=Schöller, M.; Herbst, T.
| 날짜=2003-11-18
| 제목=Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon
| url=http://www.eso.org/public/news/eso0336/
| 출판사=[[유럽 남방천문대|European Southern Observatory]]
| 확인날짜=2007-01-08
}}</ref><ref>{{뉴스 인용
|성 = Milan
|이름 = W.
|날짜 = 2000-03-07
|제목 = Possible Hypernova Could Affect Earth
|url = http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/milan_eta_carinae_000307.html
|출판사 = [[Space.com]]
|확인날짜 = 2007-01-06
|보존url = https://web.archive.org/web/20000620143437/http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/milan_eta_carinae_000307.html
|보존날짜 = 2000-06-20
|url-status = dead
}}{{</ref> [[뱀주인자리 RS]],<ref>{{웹 인용
| 성=Than
| 이름=K.
| 날짜=2006-07-19
| 제목=Mystery of Explosive Star Solved
| url=http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.html
| 출판사=[[Space.com]]
| 확인날짜=2007-01-08
| 보존url=https://web.archive.org/web/20110522163441/http://www.space.com/2644-mystery-explosive-star-solved.html
| 보존날짜=2011-05-22
| url-status=dead
}}</ref><ref>
{{뉴스 인용
| 날짜=2006-07-25
| 제목=Astronomers See Future Supernova Developing
| url=http://www.spacedaily.com/reports/Astronomers_See_Future_Supernova_Developing_999.html
| 출판사=[[SpaceDaily]]
| 확인날짜=2006-12-01
}}</ref> [[전갈자리 U]],<ref>^ Thoroughgood, T. D.; et al. (2002). "The recurrent nova U Scorpii — A type Ia supernova progenitor". ''The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects'' '''261'''. San Francisco, CA: [[태평양 천문학회|Astronomical Society of the Pacific]]. Bibcode:[http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261...77T 2002ASPC..261...77T.]</ref> [[큰개자리 VY]],<ref>
{{웹 인용
| 성=Weaver |이름=D.
| 공저자=Humphreys, R.
| 날짜=2007-01-08
| 제목=Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts
| url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/03/full/
| 출판사=HubbleSite NewsCenter
| 확인날짜=2007-01-16
}}</ref> [[베텔게우스]], [[안타레스]], [[스피카]] 등이 있다.<ref name="chandra_snr">
{{웹 인용
| 날짜=2008-09-05
| 제목=Supernova Remnants and Neutron Stars
| url=http://chandra.harvard.edu/resources/faq/sources/snr/snr-5.html
| 출판사=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
| 확인날짜=2011-03-15
}}</ref> 또한 [[돛자리 감마]],<ref>{{웹 인용
| 성=Kaler
| 이름=J.
| 제목=Regor
| url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/regor.html
| 출판사=[[University of Illinois at Urbana-Champaign|University of Illinois]]
| 확인날짜=2007-01-08
| 보존url=https://web.archive.org/web/20090825105955/http://stars.astro.illinois.edu/sow/regor.html
| 보존날짜=2009-08-25
| url-status=dead
}}</ref> [[WR 104]],<ref>{{웹 인용
|성 = Kaler
|이름 = J.
|날짜 = 1999-04-09
|제목 = WR 104: Pinwheel Star
|url = http://zuserver2.star.ucl.ac.uk/~apod/apod/ap990409.html
|출판사 = [[Astronomy Picture of the Day]]
|확인날짜 = 2007-01-08
|보존url = https://web.archive.org/web/20090414060438/http://zuserver2.star.ucl.ac.uk/~apod/apod/ap990409.html
|보존날짜 = 2009-04-14
|url-status = dead
}}</ref> 그리고 [[다섯쌍둥이 성단]]의 별들과 같은<ref>{{웹 인용
| last=Lloyd
| first=R.
| date=2006-09-04
| title=Strange Space Pinwheels Spotted
| url=http://www.space.com/2842-strange-space-pinwheels-spotted.html
| publisher=[[Space.com]]
| accessdate=2007-01-08
| 보존url=https://web.archive.org/web/20110522191621/http://www.space.com/2842-strange-space-pinwheels-spotted.html
| 보존날짜=2011-05-22
| url-status=dead
}}</ref> [[울프-레이에별]] 역시 "근미래"에 초신성 폭발을 일으킬 전조가 보이는 별로 판단되고 있다.
지구에서 가장 가까운 초신성 후보는 [[페가수스자리 IK]](HR 8210)로, 약 150 광년 떨어진 거리에 위치하고 있다. 이 별은 백색왜성과 주계열성<!-- 아직 거성 아님-->이 3천 1백만 킬로미터의 가까운 거리를 두고 서로 공전하는 [[쌍성|쌍성계]]를 이루고 있다. 백색 왜성의 질량은 태양의 1.15 배 정도인 것으로 추산된다.<ref>
{{저널 인용
| 성=Landsman |이름=W.
| 성2=Simon |이름2=T.
| 성3=Bergeron |이름3=P.
| 연도=1999
| 제목=The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638
| 저널=[[태평양 천문학회|Astronomical Society of the Pacific]]
| volume=105 | issue=690 | 쪽=841–847
| bibcode=1993PASP..105..841L
| doi=10.1086/133242 |이탤릭체=예
}}</ref> 이 쌍성계의 백색왜성이 Ia형 초신성이 될 만큼의 질량을 누적하는 데는 수백만 년이 걸릴 것으로 추측되고 있다.<ref>
{{웹 인용
| 성=Samuel | 이름=E.
| 날짜=2002-05-23
| 제목=Supernova poised to go off near Earth
| url=http://www.newscientist.com/article/dn2311
| 출판사=[[뉴 사이언티스트|New Scientist]]
| 확인날짜=2007-01-12
}}</ref><ref>{{웹 인용
| 성=Tzekova
| 이름=S. Y.
| 공저자=''et al.''
| 연도=2004
| 제목=IK Pegasi (HR 8210)
| url=http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-310/
| 출판사=[[유럽 남방천문대|European Southern Observatory]]
| 확인날짜=2007-01-12
| archive-date=2020-05-26
| archive-url=https://web.archive.org/web/20200526070412/https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/edu-programmes/
}}</ref>
== 같이 보기 ==
* [[가속하는 우주]]
* [[하이퍼노바]]
* [[근지구 초신성]]
* [[초신성 핵합성]]
* [[극초신성]]
* [[백색왜성, 중성자별, 초신성의 관측 역사]]
== 각주 ==
; 내용주
<references group="nb"/>
; 참조주
{{각주|2}}
== 외부 링크 ==
{{위키공용분류}}
* [http://www.kas.org 한국천문학회]
* [http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3981619.stm 우주선(宇宙線)을 생성하는 초신성]
* [http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Supernovae.html 최신 초신성 목록]
* [http://www.rochesterastronomy.org/snimages/ 안내성도 첨부 밝은 초신성 목록]
* [http://snews.bnl.gov 초신성 조기 경보 시스템](SNEWS) 연구 과제는 [[중성미자]] 검출기를 이용해 초신성 폭발을 일찍 발견하기 위한 네트워크를 구성한다.
* [http://stacks.iop.org/1367-2630/6/114 SNEWS에 대한 리뷰]{{깨진 링크|url=http://stacks.iop.org/1367-2630/6/114 }}
* [http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0006305 Ia형 초신성에 관한 기술 문서]
* [https://web.archive.org/web/20151102102314/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0212054 Ia형 초신성 폭발 과정에 관한 자료]
* [http://arxiv.org/PS_cache/hep-ph/pdf/0306/0306056.pdf 초신성 사건에 관한 다른 자료]{{깨진 링크|url=http://arxiv.org/PS_cache/hep-ph/pdf/0306/0306056.pdf }}
* [http://arxiv.org/abs/hep-ph/9901300 초신성과 중성미자에 관한 자료]
* [https://web.archive.org/web/20061207222910/http://anon.nasa-global.speedera.net/anon.nasa-global/kepler_snr/supernova.mpg 초신성 폭발에 관한 동영상 자료]
* [http://navercast.naver.com/science/image/189 네이버 캐스트 - 초신성 폭발]
{{초신성}}
{{항성}}
{{블랙홀}}
{{변광성}}
{{자연 재해}}
{{전거 통제}}
[[분류:초신성| ]]
[[분류:천문 현상]]
[[분류:광원]]
[[분류:우주 거리 사다리]]
[[분류:항성 진화]]
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