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앙드레 아브라암 베유(, 1906년 5월 6일 - 1998년 8월 6일)는 프랑스의 수학자이다. 수론과 대수기하학에서 지대한 공헌을 했다. 니콜라 부르바키의 창립 멤버였으며, 사실상 초기 리더였다. 철학자 시몬 베유의 오빠이다.
앙드레 베유는 1870~71년 프로이센-프랑스 전쟁 이후 독일 제국이 알자스-로렌을 합병하자 도망쳐 온 알자스계 유대인 부모 사이에서 파리에서 태어났다. 나중에 유명한 철학자가 되는 시몬 베유는 여동생이었다. 그는 파리, 로마, 괴팅겐에서 공부했고 1928년에 박사학위를 받았다. 독일에 있는 동안 베유는 카를 루트비히 지겔과 친구가 되었다. 그는 1930년부터 인도의 알리가르 무슬림 대학교에서 2년간 공부했다. 수학 외에도 베유는 평생 고대 그리스와 라틴 문학, 힌두교, 산스크리트 문학에 관심을 가졌다. 그는 1920년 14세의 나이에 스스로 산스크리트어를 배웠다. 그는 엑스 마르세유 대학교에서 1년간 가르친 후, 스트라스부르 대학교에서 6년간 가르쳤다.
제2차 세계 대전이 발발했을 당시 베유는 핀란드에 있었으며, 1939년 4월부터 스칸디나비아를 여행하고 있었다. 그의 아내 에블린은 남편을 두고 프랑스로 돌아갔다. 겨울 전쟁이 발발하자 베유는 핀란드에서 간첩 혐의로 체포되었지만 그의 생명이 위험했다는 이야기는 과장된 것으로 드러났다. 베유는 스웨덴과 영국을 거쳐 프랑스로 돌아왔고, 1940년 1월 르아브르에 구금되었다. 그는 임무에 불응했다는 혐의로 기소되어 르아브르와 루앙에서 수감되었다. 2월부터 5월까지 루앙의 한 구역인 본누벨에 있는 군사 감옥에서 바유는 자신의 명성을 얻게 해준 작업을 완료했다. 그는 1940년 5월 3일에 재판을 받았다. 그는 5년형을 선고받았지만, 대신 군부대에 배속되기를 요청했고, 셰르부르의 연대에 합류할 기회를 얻었다. 1940년 6월 프랑스가 함락된 후, 그는 바다를 건너 마르세유에서 가족을 만났다. 그 후 그는 클레르몽페랑으로 가서 독일이 점령한 프랑스에서 살고 있던 아내 에블린을 만났다.
1941년 1월, 베유와 그의 가족은 마르세유에서 뉴욕으로 배를 탔다. 그는 전쟁이 끝날 때까지 미국에서 지냈으며, 록펠러 재단과 구겐하임 재단의 지원을 받았다. 그는 2년 동안 리하이 대학교에서 학부 수학을 가르쳤는데, 그곳에서 그는 인정받지 못하고 과로하며 낮은 급여를 받았다. 하지만 미국 학생들과 달리 징집에 대한 걱정은 하지 않아도 되었다. 그는 리하이 대학의 직장을 그만두고 브라질로 이사하여 1945년부터 1947년까지 상파울루 대학교에서 오스카 자리스키와 함께 일하며 가르쳤다.
그 후 그는 미국으로 돌아와 1947년부터 1958년까지 시카고 대학교에서 가르쳤고, 그 후 프린스턴 고등연구소로 옮겨 남은 경력을 그곳에서 보냈다. 베유는 1966년에 왕립학회의 외국 회원으로 선출되었다. 1979년에 그는 장 르레와 함께 수학 부문에서 두 번째 울프상을 공동 수상했다.
베유는 다양한 분야에서 상당한 공헌을 했는데, 그 중 가장 중요한 것은 대수기하학과 수론 사이의 심오한 연관성을 발견한 것이다. 이것은 모델-베유 정리로 이어지는 그의 박사 과정 작업에서 시작되었다.
그의 주요 업적 중에 베유 추측은 1950년경부터 엄청난 영향을 미쳤으며, 이러한 추측은 나중에 버나드 드워크, 알렉산더 그로텐디크, 마이클 아틴, 그리고 1973년에 피에르 들리뉴에 의해 증명되었다.
베유는 클로드 슈발레를 따라 1930년대 후반에 아델 환을 도입했고 이를 통해 리만-로흐 정리를 증명했다. 기타 중요한 결과는 폰트랴긴 쌍대성과 미분기하학에 관한 것이었다. 그는 일반위상수학에 균등 공간의 개념을 도입했다. 그의 층에 관한 연구는 출판된 논문에는 거의 나타나지 않지만, 1940년대 후반 앙리 카르탕과 주고받은 서신과 그의 수집된 논문에 재인쇄된 내용이 가장 큰 영향을 미쳤음이 입증되었다.
스탕달 증후군(Stendhal syndrome)은 빠른 심장 박동, 실신, 혼란, 심한 경우 환각까지 포함하는 정신신체적 질환으로 개인이 사물, 예술 작품 또는 매우 아름다운 현상에 노출될 때 발생하는 것으로 알려져 있다.
이 증후군은 19세기 프랑스 작가 스탕달(Marie-Henri Beyle의 가명)의 이름을 따서 명명되었다. 스탕달은 1817년 피렌체를 방문했을 때 이 현상에 대한 자신의 경험을 저서 '나폴리와 피렌체: 밀라노에서 레지오까지의 여행'에서 설명한 바 있다. 그는 니콜로 마키아벨리, 미켈란젤로, 갈릴레오 갈릴레이가 묻혀 있는 산타 크로체 대성당을 방문했을 때 깊은 감동을 받고 다음과 같이 기록한다.
‘나는 내가 피렌체에 와 있다는 생각에, 내가 본 무덤의 위인들과 가까이 있다는 생각으로 일종의 황홀경에 빠졌습니다. 숭고한 아름다움에 대한 명상에 빠져들어 천상의 감각을 만나는 지점에 도달했습니다. 모든 것이 내 영혼에게 너무나 생생하게 말하고 있었습니다. 아, 잊을 수만 있다면. 나는 베를린에서는 '신경'이라고 부를, 심장의 강한 두근거림을 느꼈습니다. 삶이 나에게서 빠져나가고 있었습니다. 나는 곧 쓰러질까 두려워서 걸어야만 했습니다.’
심리학자들은 스탕달 증후군의 존재 여부에 대해 오랫동안 논쟁을 벌여왔지만 일부 개인에게 나타나는 명백한 영향은 의학적 치료가 필요할 만큼 심각하다고 전해진다. 이탈리아 피렌체의 산타 마리아 누오바 병원 직원들은 다비드 동상, 우피치 미술관의 예술품, 토스카나 도시의 기타 역사적 보물을 본 후 현기증이나 방향 감각 상실로 고통받는 관광객에게 익숙하다고 알려져있다.
19세기 초부터 피렌체 예술을 감상하다 기절한 사람들에 대한 많은 기록이 있지만, 이 증후군은 1979년이 되어서야 명명되었으며 이탈리아 정신과 의사인 Graziella Magherini는 피렌체 관광객들 사이에서 100건이 넘는 유사한 사례를 관찰했다. 스탕달 증후군을 특정 정신 장애로 정의하는 과학적 증거는 없다. 그러나 감정적 반응과 관련된 동일한 대뇌 영역이 예술에 노출되는 동안 활성화된다는 증거는 있을 수 있다. 이 증후군은 정신 장애 진단 및 통계 편람에 인정된 상태로 등재되어 있지 않다.
우루과이 라운드(Uruguay Round)는 이전까지 세계 무역 질서를 이끌어 온 관세 및 무역에 관한 일반협정(GATT) 체제의 문제점을 해결하고 이 체제를 다자간 무역기구로 발전시키려는 국가간 협상이다. 1986년 9월 우루과이의 푼타델에스테에서 협상이 시작되었으며(그러한 연유로 이름이 우루과이 라운드이다), 몬트리올, 제네바, 브뤼셀, 워싱턴, 도쿄에서의 협상에 이어, 마침내 1994년 4월 모로코의 마라케시에서 세계무역기구 설립, 정부조달협정 등을 포함한 마라케시 합의문을 채택하기에 이른다.
대한민국에의 영향.
이번 협상으로 수입이 제한되고 있는 품목 대부분이 1997년 7월 1일로 자유화하기로 합의되었다. 유제품 등 일부품목 (보리 ·콩 ·옥수수 등)을 제외하고는 비관세장벽을 유지할 수 없게 되어 외국 농산물과의 경쟁은 관세가 부가된 가격경쟁을 통해서만 성패가 좌우되게 되었다. 또한 이외에도 협상에서는 국내 농업에 대한 보조를 허용 대상 보조와 감축 대상 보조로 나누어 금지하고 있어 이것이 농업에 끼치는 영향은 크게 되었다. 결국 농업의 경우 가격 경쟁력의 불리함과 더불어 농업 보조조차도 기대할 수 없게 되어 농업의 경쟁력은 더욱 하락할 수밖에 없게 되었다..
제조업의 경우 농업과는 달리 우루과이 라운드의 혜택을 볼 수 있게 되었다. 이는 한국이 제조업 제품의 수출확대를 통한 경제발전을 추진하였기 때문에 무역저해요인의 철폐는 일단 제조업 제품 수출에 긍정적인 역할을 하게 되었다. 전반적인 관세 인하는 물론, 기술 장벽, 반덤핑, 선적 전 검사, 원산지 규정, 수입 허가 절차, 긴급 수입 제한 등 무역규범과 관련된 협상 결과도 전반적으로 수출산업에 긍정적인 효과를 끼치게 되었다. 관세 인하와 무역규범의 정립은 물론 수입에도 영향을 끼치게 되었다. 그러나 한국의 경우 관세는 추가적인 인하요인이 작은데다가 우루과이 라운드의 무역규범의 확립으로 인한 수입증대요인 역시 작게 되었다. 바로 이 점이 우루과이 라운드 타결이 한국경제에 긍정적이라고 평가되는 일반적 근거이다. 그러나 우루과이 라운드가 부정적으로 작용하게 되는데, 대외경쟁력을 확보한 산업은 수입장벽이 낮아짐에 따라 수출을 더 늘릴 수 있지만, 그렇지 못한 산업은 보조금과 수입규제에 대한 정부의 정책이 사라짐으로써, 수출도 하지 못하는 형편에 외국 산업의 상품이 수입됨에 따라 경영에 어려움을 겪게 되었다.
앙주(Anjou)는 프랑스의 프로뱅스로, 현재의 데파르트망 멘에루아르주에 속한다. 남쪽과 동쪽 일부가 잘려나가긴 했지만 현재 대부분이 그대로 남아있다. 수도는 앙제이며, 앙주라는 이름은 갈리아의 안데카비족에서 왔다.
중세 시대에 자작령이 설치되었으며 나중에 공국으로 격상되었다. 앙주는 루아르강 북쪽의 고지 앙주와 남쪽의 저지 앙주로 나뉜다. 고지 앙주는 다음과 같은 지역으로 구성되어 있다.
아작시오(, , )는 프랑스의 도시이다. 코르시카 전체의 수도이자 코르시카 섬의 남부에 해당하는 코르스뒤쉬드주의 주도이다. 코르시카섬 최대 규모 도시이며 마르세유에서 남동쪽 390km 거리에 있다. 나폴레옹의 출생지로 알려져 있다.
도시 기원은 중세 시대로 거슬러 올라가나, 도시의 번영은 제노바인들이 1492년에 초기 도시의 남쪽에 요새를 건설하며 시작되었다. 1755년에 코르시카 공화국이 건설된 뒤에도, 제노바인들은 프랑스가 코르시카의 소유권을 차지할 때까지도 아작시오를 포함한 요새 도시들을 계속해서 유지했었다.
출신 인물로 가장 유명한 사람은 1769년에 이곳에서 태어난 나폴레옹 보나파르트이며, 그를 포함하여 그의 선조들의 본거지였던 보나파르트의 집은 현재 박물관으로 운영된다. 아작시오와 그와 관련한 다른 것들로는 아작시오 나폴레옹 보나파르트 공항이 있다.
스톡홀름 증후군은 인질이 범인에게 동조하고 감화되는 비이성적인 심리 현상이다. 피해자가 가해자를 변호하는 현상이며, 인질이 아니더라도 일부 매맞는 배우자나 가족의 일원, 학대받는 아이들도 이와 유사한 심리 상태를 나타낸다고 한다. 반대로 리마 증후군은 범인이 인질에게 동화되는 심리 현상이다.
이 용어는 1973년 8월 23일부터 8월 28일까지 스톡홀름 노르말름스토리(Norrmalmstorg)의 크레디트반켄(Kreditbanken) 은행을 점거하고 은행 직원을 인질로 잡았던 노르말름스토리 사건에서 이름을 따왔다. 인질들은 범인들에게 정서적으로 가까워졌고, 6일 동안 인질로 잡혔다가 풀려났을 때에는 인질범들을 옹호하는 발언도 했다. 범죄학자이자 심리학자인 닐스 베예로트(Nils Bejerot)가 뉴스 방송 중에 이 현상을 설명하면서 처음으로 ‘스톡홀름 증후군’이라는 용어를 썼다.
관세 무역 일반 협정(關稅貿易一般協定, )은 세계무역기구 체제 이전의 체제이다. 이는 제2차 세계 대전 후반인 1944년 뉴햄프셔주의 브레턴우즈에서 있었던, 브레튼 우즈 회의의 결과 창설되었다.
GATT는 국제 협정으로, 조약과 매우 유사하다. 미국법하에서는 집행력이 있는 협정으로 분류된다. GATT는 "무조건 최혜국대우 공여원칙"에 의거하고 있다. 이는 다자간 교역규범의 가장 중요한 원칙인 비차별성을 강조한 것으로, 가장 혜택을 입는 국가에 적용되는 조건이(즉 가장 낮은 수준의 제한) 모든 다른 국가에도 적용되어야 한다는 것을 의미한다.
GATT 협상 "라운드"의 역사.
GATT에 참여한 국가는 때때로 모든 국가가 참여할 새로운 무역 협정을 의논하게 된다. 그러한 매번의 협정 과정을 "라운드"라 한다. 일반적으로, 이러한 협정은 회원국들간에 일정 수준 관세를 낮게 하며, 이때 각 국가간의 사정이 고려되어 개개의 무역 품목에 따른 특별 관세, 혹은 많은 예외나 수정이 협정 내용에 추가된다.
GATT와 세계 무역 기구(WTO).
1994년, GATT는 "GATT 1994"를 통해 회원국들의 새 의무를 추가했다. 이중 가장 중요한 것이 세계 무역 기구(WTO)의 창립이었다. 가트의 75개 회원국과 유럽 공동체 회원국은 1995년 1월 1일, WTO의 창립 회원국이 되었으며, 기존 가트 회원국이었던 나머지 52개 국가들은 1997년 콩고를 마지막으로 모두 WTO에 가입했다. WTO 창립 이후 가트 회원국이 아니었던 21개 국가가 새로이 WTO에 가입했으며, 28개국은 현재 협상중에 있다.
세계 무역 기구의 창립으로 1994년 12월 31일, "GATT 1947" 체제는 종식되었다.
사마라주(, )는 러시아의 연방주체 (주)이다. 그것의 행정중심은 사마라의 이다. 1935년부터 1991년까지, 쿠이비셰프주로 알려져 있었다. 기준으로 주의 인구는 3,172,925명이었다.
북쪽으로 타타르스탄 공화국, 동쪽으로 오렌부르크주, 남쪽으로 카자흐스탄 (서카자흐스탄주), 남서쪽으로 사라토프주, 서쪽으로 울리야놉스크주와 접한다.
그것은 3개의 자연 경관 구역에 위치해 있다: 산림구역 (침엽수와 활엽수 숲), 그 기반은 소나무-참나무 숲, 소나무 숲과 활엽수 숲이며 참나무와 단풍나무가 참여한다. 가문비나무가 가끔 합류한다. 타이가 남부 지역은 이 지역의 해안에서 발견된다. 산림초원 구역은 이 지역의 중앙 지역을 차지하며 활엽수 숲, 대부분 참나무와 초원 초원 지역이 결합되어 표현된다. 붉은사슴, 노루, 엘크, 그리고 때때로 곰이 이 숲에서 발견된다. 이 지역의 남쪽은 와 샐비어브러시로 구성된 초원으로 차지되어 있다.
모스크바 시간에 접해 있다. UTC와의 시차는 +04:00이다.
러시아인 83,4 %, 타타르인 3,6 %, 모르드바인 3,6 %, 추바시인 3,6 %, 우크라이나인 2,5 %, 벨라루스인 0,6 %, 카자흐인 0,4 %, 유대인 0,4 %, 독일인 0,3 %, 바시키르인 0,2 %, 마리인 0,1 %, 기타 1,3 %가 거주한다.
지미 도널 웨일스(, 1966년 8월 7일~)는 미국의 인터넷 사업가로 2001년에 무료 인터넷 백과사전인 위키백과를 설립한 인물이다. 위키백과는 사용자 간의 창조와 협동 그리고 공유의 촉진을 목표로 하는 웹 2.0의 유행에 기여하면서 큰 성공을 거두었다. 그는 위키백과의 빠른 발전과 세계적인 호응에 힘입어 설립한 재단인 위키미디어 재단 이사회의 일원이며 2004년에는 개인 소유로 무료 위키호스팅 서비스를 제공하는 위키아를 설립했다. 짐보 웨일스()라는 별칭으로도 알려져 있다.
지미 웨일스는 U.C 1966년 8월 7일 앨라배마주 헌츠빌에서 태어났다. 아버지는 식료품점을 운영했다. 그는 어린 시절 그의 어머니 도리스와 할머니인 엘마가 운영하는 작은 사립 초등학교 '하우스 오브 러닝'에 다녔다. 학교가 매우 작았기 때문에 그와 그의 친구들은 무엇을 배울지 자유롭게 선택할 수 있었다. 지미 웨일스는 지적 호기심이 강하고, 독서에 집중하는 아이였다.
웨일스 자신의 말에 따르면 '하우스 오브 러닝'은 몬테소리의 교육철학을 따르는 곳이었으며 자신과 친구들은 브리태니커와 월드북 백과사전을 보면서 정말 많은 시간을 보냈다. 1~4학년이 함께 배웠고 5~8학년이 함께 배웠다. 그는 성인이 된 후 현행 공교육 시스템에 대해 비판적인 발언을 하곤 했다.
1979년 지미는 사립 고등학교 '랜돌프 학교'에 갔다. 형편에 비해 학비는 비쌌지만 지미의 부모는 헌츠빌의 공립학교보다는 그곳이 교육의 질이 더 나을 것이라 생각했기 때문이다. 랜돌프 학교 시절 지미는 컴퓨터실에서 많은 시간을 보냈다. 1980년대 후반에 지미는 대학에 갔고, 대학에서 인터넷을 사용하기 시작했다. 그는 앨라배마주 오번 시의 오번 대학교에서 1989년 재무학 학사학위를, 1991년 앨라배마 대학교에서 재무학으로 석사학위를 받았다. 대학원시절 그는 머드게임에 빠져들었고 그 안에서 이미 대규모 집단지성의 잠재적 능력을 확인하기도 했다.
대학원 시절 그는 강의도 했었지만 박사과정을 마치지 않은 채 1994년 시카고옵션거래소(Chicago Options Associates)에 취업했다. 그는 대학원 공부가 지루했다고 말했다. 그는 초기 단계의 인터넷에 빠져들었고 쉬는 시간에 취미로 프로그래밍을 하기도 했다.
이자율과 환율 추이 예측을 잘해 돈도 벌어놓았던 웨일스는 넷스케이프의 공유소프트웨어 운동에 자극받아 인터넷 사업가가 되기로 했다. 1996년 닷컴 버블 와중에 두명의 동업자와 함께 보미스라는 회사를 설립하는데 이는 남성취향의 성인물을 검색해주는 포탈서비스였다. 그는 보미스를 잡지 "맥심"과 유사한 것으로 보았다. 이 회사는 그리 성공적이지 못했으나 이를 기반으로 지미 웨일스는 누피디아라는 백과사전을 만들었고 이 후, 이것이 위키백과로 발전한다.
위키백과.
누피디아는 전문가 사이의 상호리뷰에 기반한 백과사전이었지만 신뢰도에 집중한 나머지 갱신 속도가 느렸다. 당시 누피디아의 리뷰어중 한 명이었던 래리 생어는 이런 병목현상을 깨기 위해서는 불특정 다수에게 개방되어야 한다는 생각을 웨일스에게 얘기했다. 웨일스 역시 이 생각에 동감했지만 누피디아 내부에서는 백과사전의 완결성이 훼손될 것을 우려한 다른 편집자들이 지지하지 않았다. 웨일스는 일단 누피디아 밖에서 작업해보기로 하고 래리 생어와 함께 2001년 1월 15일, 위키백과를 설립한다. 이후 위키백과가 폭발적으로 성장한 덕에 그는 위키미디어 프로젝트의 아이콘이 되어 홍보와 강연자로서의 역할에 집중하게 된다.
위키백과는 오픈소스 운동과 익스트림 프로그래밍의 영향을 받았다. 개방으로 협력을 유도하는 방식이며, '우리 모두의 백과사전 The Free Encyclopedia'이라는 높은 이상을 슬로건으로 걸었다. 성장 속도는 폭발적이었고, 금방 소수의 인원이 감당할 수 없는 규모가 되었다. 그는 곧 위키미디어 재단을 설립해 위키백과 이외의 다른 위키 프로젝트들과 위키백과의 엔진인 미디어위키가 개선될 수 있도록 했다. 어느새 수많은 프로젝트가 병렬적으로 진행되고 있었으며 전세계적 위키 학술대회인 위키매니아도 매년 개최하게 되었다. 이 과정에서 지미 웨일스는 위키백과의 아이콘이 되어 언론에 노출되고 강연을 다니는 등 대외 활동을 수행했다. 그는 한국에도 3회 이상 방문하여 강연이나 행사에 참석했다.
그는 위키미디어 재단이 위키백과의 모든 유무형 자산을 관리할 수 있도록 위임한 뒤 2006년까지 이사회 의장을 맡았다. 그는 위키미디어 재단이 후원금을 모금할 때 자신의 얼굴을 배너에 넣어서 기부가 활성화될 수 있도록 하곤 했으며 위키백과에 기부하는 것을 "가장 멍청하면서 동시에 가장 똑똑한 행위"(dumbest and the smartest)라고 부르곤 했다.
2004년 위키 방식으로 새로운 비즈니스를 만들기 위해 그는 영리목적의 위키호스팅 서비스인 위키아를 설립했다. 위키아는 위키백과에 작성하기에 어렵지만 정리될 필요가 있는 것들을 체계적으로 쌓을 수 있도록 시스템을 제공했다. 이미 활성화되어있던 스타워즈 백과사전인 '우키피디아'나 노래가사 백과사전인 '가사위키' 등에 시스템을 공급했다. 그는 2006년에 동성 결혼이나 환경 보호와 같은 정치적 문제만을 취급하는 캠페인 위키아를 개설했으며 2008년에는 환경과 관련된 내용만을 다루는 위키아 그린을 개설했다.
그는 2005년에 영어 위키백과의 항목을 편집했다. 자신이 설립한 보미스가 성적인 컨텐츠를 다뤘다는 사실과 위키백과의 설립이 단독인가 공동인가라는 논쟁 부분을 자신에게 유리하도록 수정했던 것이다. 그 수위가 완곡했다 할지라도 위키백과는 이해 당사자의 직접적인 편집을 지향하지 않으므로 이것은 이후 문제가 되었다. 즉 위키백과의 설립자인 웨일스조차도 자신에 대한 편집을 마음대로 하지 못해, 그저 항목에 자신이 그러한 시도를 했다가 문제가 되었다는 내용만 한줄 더 보탤 수 있었던 것이다.
그는 스스로를 객관주의자이며 중도 우파라고 설명한다. 그는 "소수의 사람들이 모두의 돈을 쓸어담아 부자가 되는 것은 옳지 않다는 말을 하기 위해 꼭 사회주의자가 될 필요는 없다."는 발언을 하기도 했다. 그는 무신론자이며 개인 철학은 철저하게 이성에 기반한다고 밝혔다.
2010년 4월 폭스뉴스의 보도를 통해 '아동 성도착증', '롤리타 콤플렉스' 등 위키백과의 일부 게시물에 불법 포르노 사진이 실려 있다는 비판이 제기되자 웨일스는 재빨리 이 사진들과 포르노 논란 가능성이 있는 사진들을 위키백과에서 삭제했다. 그러자 관리자들이 "위키백과는 웨일스 개인의 소유가 아니다."며 집단적으로 반발했다. 반발이 커지면서 웨일스는 자신의 관리자 권한을 포기했다는 기사가 폭스 뉴스 채널을 통해 발표되었으나 곧 이어 다른 언론사가 그의 권한에 어떤 문제도 없음을 보도했다.
2021년 1월, 연합뉴스와 온라인으로 인터뷰를 진행했다. 인터뷰에서 인간의 이성과 집단지성을 신뢰하며, 가짜 뉴스는 알고리즘이 퍼뜨리는 것으로 가짜 뉴스에 대항하려면 공신력 있는 저널리즘이 중요하다고 말했다.
초신성(超新星, supernova)은 신성(nova)보다 에너지가 큰 항성의 폭발을 의미한다. 초신성은 그 광도가 극도로 높으며 폭발적인 방사선을 일으키기에, 어두워질 때까지 수 주 또는 수 개월에 걸쳐 한 개 은하 전체에 필적하는 밝기로 빛난다. 이 짧은 기간 동안 초신성은 태양이 평생에 걸쳐 발산할 것으로 추측되는 에너지 만큼의 방사선을 방출한다. 폭발의 결과 항성은 구성 물질의 대부분 또는 전체를 토해낸다. 이때 그 속도는 약 30,000 km/s(광속의 약 10%)까지 가속되며, 주위 성간 매질에 충격파를 일으킨다. 충격파가 휩쓸고 간 자리에는 팽창하는 가스와 먼지의 껍질이 남게 되고, 이것을 초신성 잔해라고 부른다.
‘신성’("Nova")이란 ‘새로운’이라는 의미의 라틴어 낱말에서 유래된 것으로, 천구상에 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 바데와 프리츠 츠비키가 만들어낸 옛 조어이다.
초신성이 생성될 수 있는 방법은 죽은 별에 갑작스러운 핵융합 재점화가 일어나거나, 또는 거대한 별의 중심핵이 붕괴하거나 두 가지가 있다. 별의 시체라고 할 수 있는 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 빼앗아 갈 때, 강착 현상이 일어나거나 아예 동반성과 하나가 되거나 하여, 빼앗은 물질이 충분히 누적되면 백색 왜성의 중심핵 온도가 상승하여 탄소 발화가 일어난다. 그리하여 탄소 핵융합에 불이 붙으면 열 폭주가 일어나 별을 완전히 파열시키게 된다. 또는 질량이 거대한 별의 중심핵이 갑작스러운 중력 붕괴를 일으키고, 그로 인하여 중력 위치 에너지를 발산할 때 역시 초신성 폭발이 일어난다.
우리 은하에서는 케플러 초신성(SN 1604) 이후 초신성이 하나도 발견되지 못했지만, 초신성 잔해들을 살펴보면 우리 은하에서도 한 세기당 평균 약 세 번의 초신성 폭발 사건이 일어나고 있음을 알 수 있다. 초신성은 성간 매질에 질량이 큰 원소의 양을 늘리는 데 결정적인 역할을 한다(핵합성). 뿐만 아니라 초신성 폭발로 인한 충격파는 새로운 별의 형성의 방아쇠 역할을 한다.
초신성 관측의 역사.
히파르코스의 붙박이별에 대한 관심이 초신성 관측에 영향을 끼쳤을 수 가 있다(플리니우스에 따름). 최초로 기록된 초신성인 SN 185는 서기력 185년에 중국의 천문학자들이 관측하였다. 기록된 초신성 중 가장 밝은 초신성이었던 SN 1006은 중국과 이슬람 천문학자들이 상세하게 묘사하였다. 세계적으로 널리 관측된 초신성 SN 1054는 게자리 성운을 만들어냈다. 우리 은하에서 육안으로 관측된 가장 최근의 초신성인 SN 1572와 SN 1604는 달과 행성 너머의 우주는 불변하다는 아리스토텔레스적 우주관을 공박하는 증거로 사용됨으로써 유럽 천문학의 발전에 엄청난 영향을 끼쳤다. 카시오페아자리에서 발견된 SN 1572는 튀코 브라헤가 관측하였으며, 동 세대 두 번째 초신성이었던 SN 1604는 요하네스 케플러가 1604년 10월 17일부터 연구하였다.
망원경의 발달에 따라 초신성 발견의 무대는 다른 은하로까지 확장되었으며, 그 시작을 알린 것이 1885년 안드로메다 은하의 안드로메다자리 S(SN 1885A)였다. 초신성은 우주적 단위의 거리 결정에 있어 중요한 정보를 제공한다. 20세기에는 초신성의 여러 가지 형성 모형이 성공적으로 마련되었으며, 항성 형성 과정에 있어 초신성의 역할에 대한 과학자들의 이해 역시 계속해서 증대되고 있다. 미국의 천문학자 루돌프 민코프스키와 프리츠 츠비키는 1941년부터 근대적인 초신성 분류의 계획을 시작하였다.
1960년대에 천문학자들은 초신성의 최대 밝기가 표준촉광으로 사용될 수 있으므로 천문학적 단위의 지표가 될 수 있다는 것을 발견했다. 가장 멀리 떨어진 초신성들 중 일부를 최근 관찰한 결과 예상보다 어두운 것이 확인되었다. 이것은 우주의 팽창이 가속되고 있다는 관점을 뒷받침한다. 관측된 바 없는 초신성 폭발을 재구성하기 위한 기술이 개발되었다. 카시오페아자리 A의 초신성 폭발시기는 성운에 반사된 빛 메아리를 통해, 초신성 잔해 RX J0852.0-4622의 시기는 온도 측정과 티타늄 44의 방사능 붕괴로 인해 발생하는 감마선을 통해 추산할 수 있었다. 2009년에는 과거 초신성 폭발과 일치하는 시기의 남극의 얼음 침전물 속에서 질산염이 발견되었다.
처음에는 단순히 신성의 새로운 범주에 대한 것이라고 생각된 초기 작업은 1930년대에 윌슨 산 천문대의 발터 바데와 프리츠 츠비키가 수행하였다. ‘초 신성’("super-novae"; novae는 nova의 복수형)이라는 이름이 1931년에 캘리포니아 공과대학교에서 바데와 츠비키가 진행한 강의에서 처음 사용되었고 1933년 미국 천문학회 회합 때 공개적으로 사용되었다. 1938년쯤에는 super와 novae 사이의 하이픈(-)이 사라지고, 현재의 ‘초신성’(supernova)라는 단어가 사용되게 되었다. 초신성은 우리 은하에서는 약 50년에 한 번 꼴로 발생하는, 은하계에서 상대적으로 드문 사건이기 때문에 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. 거리 측정에 사용하기 위한 표준촉광 등과 같은 초신성에 대한 과학적 관심의 대부분은 그 밝기가 절정에 달했을 때의 관측값을 필요로 한다. 따라서 초신성이 최대 밝기에 이르기 전에 찾아내는 것이 중요하다. 천문학 전문가들을 수적으로 훨씬 뛰어넘는 아마추어 천문학자들 역시 광학 망원경을 이용해 가까운 은하를 살피고 이전의 사진과 대조하는 방식으로 초신성 탐색에 중요한 역할을 하고 있다.
20세기 말이 되면 천문학자들은 컴퓨터로 조종되는 망원경과 전하결합소자를 이용하여 초신성을 탐색하게 된다. 이런 시스템은 아마추어들 사이에도 인기가 있으며 카츠먼 자동화상 망원경과 같은 전문가용 설비도 설치되어 있다. 최근에는 초신성 조기 경보 시스템(SNEWS) 프로젝트에서 우리 은하의 초신성에 대한 조기 경보를 제공하기 위해 중성미자 검출기 네트워크를 사용하기 시작했다. 중성미자는 초신성이 폭발할 때 대량 생산되는 아원자 입자인데 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 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. 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. 또한 적색편이가 작은 초신성 관측은 허블 곡선(눈에 보이는 은하의 적색편이에 대한 거리를 나타낸 그래프)의 가까운 쪽 끝을 정할 수 있게 해 준다. (허블의 법칙도 참조)
초신성 명명의 관례.
초신성 발견은 국제천문연맹(IAU)의 중앙천문전보국(CBAT)에 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. 2005년의 마지막 초신성은 SN 2005nc이며, 여기서 2005년에 초신성이 367 개 발견되었음을 알 수 있다. 2000년 이후, 전문가 천문학자들과 아마추어 천문가들은 매년 수백 개의 초신성을 발견하고 있다(2007년에 572개, 2008년에 261개, 2009년에 390개).
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(SN 1885A, SN 1907A, 등). 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 2018ivc이다.
초신성을 이해하기 위한 시도의 일환으로, 천문학자들은 초신성의 광도곡선과, 초신성의 천체분광학적 분석 결과 스펙트럼에 나타나는 서로 다른 화학 원소의 흡수선에 따라 초신성을 분류하였다. 분류를 위해 가장 먼저 사용되는 것은 수소로 인해 나타나는 선의 존재 유무이다. 초신성의 스펙트럼에 수소선(스펙트럼의 가시광선 부분에서는 특히 발머선이라고도 한다)이 나타난다면, 그 초신성은 II형 초신성으로 분류되고, 그렇지 않은 초신성은 I형 초신성으로 분류된다. 두 개의 대분류는 다른 원소의 유무 또는 광도곡선(시간에 따른 초신성의 실시등급의 그래프)의 모양에 따라 세분화된다.
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 2008ha은 SN 2002cx형(SN 2002cx-like) 또는 Ia-2002cx형이라고 부른다.
II형 초신성.
II형 초신성 역시 스펙트럼을 근거로 세분 된다. 대부분의 II형 초신성은 매우 넓은 방출선을 나타내지만(이것은 팽창 속도가 초속 수천 킬로미터에 달한다는 것을 의미한다), SN 2005gl 등 일부는 스펙트럼이 상대적으로 좁다. 이러한 일부를 IIn형 초신성이라고 한다. n이란 narrow, 즉 ‘좁다’는 것을 의미한다.
SN 1987K나 SN 1993J 등은 유형이 변하는 것처럼 보인다. 이 초신성들은 처음에는 수소선이 나타나지만, 수 주에서 수 개월이 지나면 헬륨선이 두드러져 수소선이 가려지게 된다. 이것들을 IIb형 초신성이라 하며, II형과 Ib형에서 일반적으로 나타나는 특징들의 조합이 나타난다는 것을 드러나는 명칭이다.
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 plateau를 가리키는 것이다. 보다 덜 흔한 유형을 II-L형 초신성이라고 하며, 이 초신성은 안정기가 없고 절정 이후 쭉 밝기가 감소한다. L이란 linear, 즉 ‘선형’이라는 뜻이다. 단, 광도곡선이 실제로 직선의 형태를 하고 있지는 않다.
현재의 초신성 이론.
전술한, 천문학자들이 부여한 초신성 유형 코드는 사실상 분류학적이다. 유형 번호는 관측된 초신성의 빛에 의해 결정되는 것이며, 그 발생 원인을 설명해 준다고 할 수 없다. 예컨대 Ia형 초신성은 찌꺼기 별인 백색 왜성이 원형별이며, 백색 왜성에서 핵융합 열폭주가 일어나서 발생하는 반면, 스펙트럼상 유사한 Ib형과 Ic형 초신성은 막대한 질량의 울프-레이에별이 원형별이며, 그 원형별의 중심핵이 중력 붕괴하여 발생한다. 후술할 내용에서는 현재 초신성에 대해 가장 타당한 해석이라고 천문학자들에 의해 판단되는 바를 요약하도록 한다.
열 폭주.
동반성의 물질을 털어먹던 백색 왜성에 충분한 물질이 누적되면(강착 또는 아예 합병을 통해), 탄소발화로 인해 탄소 핵융합이 일어날 수 있을 정도로 중심핵의 온도가 높아진다. 그렇게 되면 백색 왜성의 핵융합은 열폭주를 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 표준촉광으로서 유용하다. 성질의 점진적 변화, (적색편이가 큰 초신성의 경우) 변칙적인 빛의 진동수, 그리고 광도곡선과 스펙트럼에서 드러나는 근소한 밝기 차이 등을 보정하기 위한 약간의 교정이 필요하다.
일반적인 Ia형 초신성.
이 유형의 초신성이 발생할 수 있는 여러 가지 방법이 있지만, 모두 한 가지 근본적인 메커니즘을 공유한다. 탄소-산소 백색 왜성이 충분한 물질을 강착하여 약 1.44 태양질량의 찬드라세카르 한계에 도달하면(별이 자전하지 않을 경우), 별은 더 이상 전자 축퇴압을 통해 플라스마 대부분을 유지할 수 없게 되고, 결국 붕괴하기 시작한다. 하지만 현재의 관점에 의하면 이 한계는 그냥 도달하는 것이 아니다. 항성이 한계까지 다다를 때(액 1% 이내까지), 중심핵의 온도와 밀도 증가가 탄소 핵융합을 탄소발화시켜야 붕괴가 시작된다.
이 유형의 초신성 형성의 모델은 닫힌 쌍성계이다. 쌍성계를 이루는 두 별 중 더 큰 별이 먼저 주계열을 벗어나 적색 거성으로 팽창한다. 이때 상호 공전 궤도가 쭈그러들기 때문에 두 별은 외피층을 공유하게 된다. 그리고 적색 거성은 외피층 대부분을 내뿜으며, 더 이상 핵융합이 불가능해질 때까지 질량을 상실한다. 이 시점에서 적색 거성은 주로 탄소와 산소로 이루어진 백색 왜성이 된다. 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 충분한 에너지(1 ~ 2 × 1044 줄)를 방출한다. 별 외부로 팽창하는 충격파가 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 감쇠를 통해 발생하는 것이다. 그 절대등급이 -19.3(태양의 밝기의5배)에 이르는데, 이 수치에는 변화가 거의 없다. 즉, 일반적인 Ia형 초신성의 광도곡선에서 밝기의 최댓값은 매우 균일하다. 때문에 Ia형 초신성은 이차적인 표준촉광으로 사용되어, 그 초신성이 발생한 은하까지의 거리를 잴 수 있다.
비표준 Ia형 초신성.
Ia형 초신성 폭발의 발생에 관한 또다른 모형은 합질량이 금방 찬드라세카르 한계를 넘어서는 두 백색왜성의 병합을 수반한다. 이 유형의 폭발에는 많은 변동이 있고, 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, 백색왜성이 찬드라세카르의 한계보다 큰 질량을 가지고 있을 때로 예측되었다. 여기서 방출된 물질은 일반적인 운동에너지보다 더 적은 에너지를 가질 것이다.
비표준 Ia형 초신성에 관한 공식적인 하위분류는 없다. 백색왜성으로 헬륨이 강착될 때 발생하는 저광도(sub-luminous) 초신성의 유형은 Iax형으로써 분류되어야할 것으로 발표되었다. 이 유형의 초신성은 항상 완전히 파괴되는 원형 백색왜성이 아닐 것이다.
중심핵 붕괴.
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 블랙홀이나 중성자별이 되기도 한다.
중심핵 붕괴는 여러 가지 서로 다른 기작을 통하여 일어날 수 있으며, 그러한 기작으로는 찬드라세카르 한계 초과, 전자 포획, 쌍불안정, 광붕괴 등이 있다. 거대한 별이 철질 핵을 형성하여 찬드라세카르 질량을 넘어서면, 더 이상 전자 축퇴압으로 스스로를 유지하지 못하고 중성자별 또는 블랙홀으로 붕괴한다. 축퇴된 산소/네온/마그네슘 핵에서 마그네슘이 전자를 포획하여 중력 붕괴를 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 금속성이란 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.
항성 중심핵이 더 이상 스스로의 중력을 이겨내지 못할 지경이 되면, 스스로 내부를 향해 붕괴하는데 이때 속도는 초속 70,000 킬로미터(광속의 23%)에 이르며, 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 붕괴나 광붕괴, 전자 포획으로 인해 가속된다. 이러한 기작은 전자 중성미자의 폭발적 생성을 초래한다. 밀도가 상승하면서 중성미자가 중심핵 속에 붙잡히기 때문에 중성미자 방출은 중단된다. 중심핵의 안쪽 부분의 직경은 약 30 킬로미터 정도가 되고, 그 밀도는 원자핵의 그것과 비견될 정도가 된다. 중성자 축퇴압이 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. '뜨거운'(Thermal) 중성미자는 모든 플레이버에서 중성미자-반중성미자 쌍을 이루어, 총 수가 전자포획 중성미자 수(number)의 몇 배가 된다. 약 1046 줄, 항성의 잔여 질량의 대략 10%가 10초간 중성미자의 폭발(본 사건의 주요 생산물인)로 전환된다. 중단되었던 중심핵 붕괴가 갑자기 되살아나고, 수 밀리초 이내로 멎을 충격파를 발생시킨다. 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 1044 줄(1 포에)의 에너지를 재흡수하고, 그리하여 눈에 보이는 폭발을 일으킨다. 단, 이것 외에도 폭발의 원동력을 설명하는 다른 이론은 존재한다.
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 제트를 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.
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. 별의 내부는 양파처럼 층을 이루게 되고, 큰 껍질에서는 보다 융합하기 쉬운 원소들의 연소가 일어난다. 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 점근거성열성이라고 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.
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.
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. 이런 별들을 일컬어 울프-레이에별이라고 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. 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.
광도곡선.
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 방출이 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 극초신성이라 하며, 이것들은 최대 밝기가 큼과 함께 광도곡선의 너비도 넓은 경향이 있다. 추가적인 에너지원은 회전하는 블랙홀의 형성으로 인한 상대론적 제트로 생각되며, 이것으로 인해 감마선 폭발도 일어날 수 있다.
II형 초신성의 광도곡선은 밝기 감소가 하루당 0.05 등급으로, I형 초신성의 곡선보다 느리다는 점이 특징적이다. 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.