stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
미국인
언어

이 부분의 본문은 미국의 언어, 영어 및 미국 영어입니다.
현재 미국 연방 정부 차원에서는 지정된 공용어가 없으나, 사실상 영어가 공용어로 쓰이고 있다. 2010년 조사 통계에 따르면, 미국인의 약 80%인 약 2억 3,378만 338 명 가량이 영어를 모어로 사용을 하고 있다. 나머지 20%인 약 5,704만 8,617 명은 영어와 함께 다른 언어를 사용하는데, 여기에 해당되는 언어로는 스페인어, 중국어, 타갈로그어, 베트남어, 프랑스어, 한국어, 독일어 등이 있다. 특히 미국 남서부 일대에서는 히스패닉의 넓은 분포로 인해서 스페인어가 제2언어로 많이 사용되고 있다.
종교

이 부분의 본문은 미국의 종교입니다.
미국인의 4분의 3 정도가 개신교나 로마 가톨릭 등의 기독교를 믿으나, 나머지는 무종교이거나 유대교, 이슬람교, 불교, 힌두교 등의 소수 종교를 믿는다.
문화

이 부분의 본문은 미국 문화입니다.
미국 문화는 주로 유럽에서 기원한 서양 문화에 바탕을 두고 있다. 그러나 미국인의 인종과 민족이 다양한 만큼, 서양 문화 뿐만 아니라 원주민, 아시아, 서아프리카, 폴리네시아, 라틴 아메리카의 문화의 영향도 많이 받았다.
미국은 특히 서양 문화 중에서 영국 문화의 영향을 많이 받았다. 미국의 기원이 되는 식민지 시대에 영국인들이 주로 이주하였기 때문이다. 이에 대한 영향으로 미국에서 주된 언어는 영어가 되었으며, 또한 법계도 영국의 영향을 많이 받아 미국의 법은 영미법계에 속한다. 이후 유럽에서 많은 이민자들이 넘어오면서, 미국은 프랑스 문화, 독일 문화, 이탈리아 문화 등의 다른 유럽 문화에도 영향을 받았다.
거주 국가

거의 대부분 미국에 거주한다.
일부는 캐나다나 멕시코 등지에도 거주한다.
캐나다인과의 차이점

캐나다인은 거의 대부분 영어, 또는 영어와 불어를 쓰지만, 미국인은 영어와 스페인어를 쓰는 사람도 있다.
같이 보기

미국 시민권
미국 인구조사국
미국인의 명칭
미국의 이민
한국계 미국인
유럽계 미국인
아시아계 미국인
히스패닉 라티노 미국인(영어판)
다인종 미국인(영어판) 인종간의 혼혈.
미국민족(영어판)
캐나다인
쿠바인
바하마인
멕시코인
영국인
애플 파이와 야구는 미국 문화의 상징으로 여겨진다.
포켓몬스터 (2023년 애니메이션)

《포켓몬스터》(일본어: ポケットモンスター 포켓토몬스타[*])는 애니메이션 《포켓몬스터》의 8번째 애니메이션이다. 일본에서 TV 도쿄를 통해 2023년 4월 14일부터 현재 방영 중이다. 대한민국에서는 〈리코와 로드의 모험〉 파트 1은 동년 8월 23일부터 9월 27일까지 투니버스, 파트 2는 12월 13일부터 2024년 1월 24일까지, 파트 3 〈테라파고스의 빛〉은 2024년 4월 24일부터 6월 26일까지 KBS 키즈, 파트 4 〈테라스탈 데뷔〉는 2024년 10월 15일부터 12월 24일까지,  파트 5 〈레쿠쟈 라이징〉은 재능TV에서 방영될 예정이다. 영어판 제목은 《포켓몬 호라이즌스》이다.
본 애니메이션의 특기사항으로 각 방영분기에 진행되는 주요 이야기에 맞춰 부제를 변경해 방영한다. 1화부터 25화까지는 〈리코와 로드의 모험〉, 26화부터 45화까지는 〈테라파고스의 빛〉, 46화부터 67화까지는 〈테라스탈 데뷔〉, 68화부터 89화까지는 〈레쿠쟈 라이징〉{{efn|일본판 원제 〈레쿠쟈 라이징〉(일본어: レックウザ ライジング 레쿠쟈 라이징구[*], 90화부터는 〈메가볼티지〉이다.
개요

《포켓몬스터 스칼렛·바이올렛》에 기반한 작품으로 시리즈 역사상 최초로 한지우가 아닌 다른 인물이 주인공인 애니메이션이다. 팔데아지방 출신의 소녀인 리코가 주인공으로, 그녀를 비롯한 다른 동료들이 신비한 포켓몬스터의 세계를 여행하고 수수께끼의 조직과 조우하는 등의 다양한 모험기를 그려냈다.
전작인 《포켓몬스터 W》를 담당한 OLM이 제작을 연임하며, 크리에이티브 디렉터는 덴 사오리와 토미야스 다이키가 공동으로 맡았으며 그 외 야지마 테츠오가 액션 디렉터, 사토 다이가 각본을 담당했다.
방송 기간

| 기수 | 화수 | 일본 방영일 | 한국 방영일 |
| --- | --- | --- | --- |
| 1 | 1~12화 | 2023년 4월 14일 ~ 6월 23일 | 2023년 8월 23일 ~ 9월 27일 |
| 1 | 13~25화 | 2023년 7월 14일 ~ 10월 20일 | 2023년 12월 13일 ~ 2024년 1월 24일 |
| 2 | 26~45화 | 2023년 10월 27일 ~ 2024년 3월 29일 | 2024년 4월 24일 ~ 6월 26일 |
| 3 | 46화~67화 | 2024년 4월 12일 ~ 9월 27일 | 2024년 10월 15일 ~ 12월 24일 |
| 4 | 68~89화 | 2024년 10월 11일 ~ 2025년 3월 22일 | 2025년 상반기 방영예정 |
| 5 | 90화~ | 2025년 4월 11일 ~ | 2025년 하반기 방영예정 |
OST > 오프닝

| 호 | 제목 | 방영시작화 | 종영화 | 한국 적용 | 비고 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 1 | ドキメキダイアリー(두근두근 다이어리) | 포켓몬스터: 리코와 로드의 모험 제2화   2023년 4월 14일 | 포켓몬스터: 리코와 로드의 모험 제25화   2023년 10월 20일 | We Go   포켓몬스터: 리코와 로드의 모험 | 한국판 오프닝은 아이돌 그룹인 aespa가 처음이다. |
| 2 | ハロ(하로) | 포켓몬스터: 테라파고스의 빛 제26화   2023년 10월 27일 | 포켓몬스터: 테라파고스의 빛 제45화   2024년 3월 29일 | 나뿐이야   포켓몬스터: 테라파고스의 빛 | 베이블레이드 X의 한국판 오프닝을 사용한 바 있다. |
| 3 | Will | 포켓몬스터: 테라스탈 데뷔 제46화   2024년 4월 12일 | 포켓몬스터: 테라스탈 데뷔 제67화   2024년 9월 27일 | Will   포켓몬스터: 테라스탈 데뷔 | 일본판과 한국판 오프닝은 아이돌 그룹인 IVE가 처음이다. |
| 4 | Only One Story | 포켓몬스터: 레쿠쟈 라이징 제68화   2024년 10월 11일 |  |  | 일본판 오프닝은 아이돌 그룹인 ZEROBASEONE이 IVE에 이어 두 번째다. |
OST > 엔딩

| 호 | 제목 | 방영시작화 | 종영화 | 한국 적용 | 비고 |
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| 1 | RVR〜ライジングボルテッカーズラップ〜(RVR ~라이징 볼테커즈 랩~) | 포켓몬스터: 리코와 로드의 모험 제3화   2023년 4월 21일 | 포켓몬스터: 테라파고스의 빛 제45화   2024년 3월 29일 | 너와 함께라면 포켓몬스터: 리코와 로드의 모험 | 이 곡에서 시리즈의 연장선으로도 볼 수 있으며 리코, 로드 외에 랩을 하는 인물은 라이징 볼테커즈 인물들 중 한 명으로 매번 변경된다. 2번째 부제 테라파고스의 반짝임 제26화부터는 파트 2로 가사가 새롭게 바뀌었는데 파트 1과 다른 점으로, 2번째 랩 파트는 인물에 따라 가사가 다르게 나온다. |
| 2 | Let me battle | 포켓몬스터: 테라스탈 데뷔 제46화   2024년 4월 12일 | 포켓몬스터: 테라스탈 데뷔 제67화   2024년 9월 27일 | Make You Shine   포켓몬스터: 테라스탈 데뷔 | 한국판 엔딩은 아이돌 그룹인 NCT WISH가 처음이다. |
| 3 | ピッカーン！(피칸!) | 포켓몬스터: 레쿠쟈 라이징 제68화   2024년 10월 11일 |  |  | 일본판 엔딩은 마츠다 리나 & 모리타 히카루 (사쿠라자카46)가 처음이다. |
등장인물

이 부분의 본문은 포켓몬스터 애니메이션의 등장인물 목록입니다.
리코
로드
나오하
뜨아거
프리드박사
캡틴 피카츄
방영

2022년 12월 16일, 포켓몬 컴퍼니는 《포켓몬스터 W》를 마지막으로 1997년 4월 1일에 시작한 한지우의 이야기를 마무리하며 2023년 4월 14일부터 일본에서 새 《포켓몬스터》 애니메이션이 방영한다고 발표했다. 2023년 3월 3일에 첫 예고편이 공개됐다.
제작진 > 일본판

원작 - 타지리 사토시
슈퍼바이저 - 이시하라 츠네카즈
크리에이티브 디렉터(1화~45화), 총감독(46화~) - 토미야스 다이키
감독 - 덴 사오리
시리즈 구성 - 사토 다이
애니메이션 코디네이터 - 사카모토 코타로
시나리오 코디네이터 - 마츠자와 쿠레하
캐릭터 디자인 - 야마자키 레이아
서브 캐릭터 디자인 - 이토 쿄코
액션 디렉터 - 야지마 테츠오(1화~45화)
미술 감독 - 무토 마사토시
색채 설계 - 타니모토 치에, 요시노 노리미치
촬영 감독 - 스즈키 히로미치
편집 - 노카와 히토시
음향 감독 - 미마 마사후미
음악 - 유닛츠
프로듀서 - 세키구치 아야카(TV 도쿄), 쿠도 유스케(1화~45화), 카지와라 츠요시(46화~), 네기시 토모야
라인 프로듀서 - 쿠메무라 마코토(1화~45화)
크리에이티브 프로듀서 - 카토 히로유키(46화~)
애니메이션 프로듀서 - 카토 히로유키(1화~45화), 쿠메무라 마코토(46화~)
애니메이션 제작 - OLM TEAM KATO(1화~45화), OLM TEAM KUMEMURA(46화~)
제작 - TV 도쿄, MEDIANET, ShoPro
제작진 > 한국판

타지리 사토시 - 원작
OLM - 애니메이션 제작
TV도쿄, 미디어넷, 쇼학관 - 제작
녹음, 믹싱 - 이학준
편집 - 이지혜
번역 - 이선희
연출 - 계인선
기획 - 투니버스, KBS 키즈, 재능TV
기획, 제작, 수입, 제공, 배공, 저작권 - 포켓몬코리아
방영 목록

이 부분의 본문은 포켓몬스터 (2023년 애니메이션)의 에피소드 목록입니다.
참조 > 내용주

↑  영어: Pokémon Horizons
↑  일본판 원제 〈리코와 로이의 여행〉(일본어: リコとロイの旅立ち 리코토로이노타비다치[*])
↑  일본판 원제 〈테라파고스의 반짝임〉(일본어: テラパゴスのかがやき 테라파고스노가카야키[*])
↑  일본판 원제 〈테라스탈 데뷔〉(일본어: テラスタルデビュー 테라스타르데뷰[*])
↑  일본판 원제 〈메가볼티지〉(일본어: メガボルテージ 메가보르티지[*])
퀴스나흐트 (슈비츠주)

다른 뜻에 대해서는 퀴스나흐트 (취리히주) 문서를 참고하십시오.
퀴스나흐트암리기(독일어: Küssnacht am Rigi, 2004년 이후의 공식 명칭: 퀴스나흐트(Küssnacht))는 스위스 슈비츠주의 마을이자, 구이자, 자치체이다.(am Rigi는 리기산 근처라는 의미) 시정촌은 3개의 마을 퀴스나흐트, 이멘제 및 멀리샤헨, 작은 마을 할티콘, 산업 지역 펜(Fänn) 및 알프 제보덴으로 구성된다. 루체른 호수의 북쪽 기슭과 리기산(1,797m) 아래 추크 호수 남쪽 기슭에 위치해 있다.
역사

퀴스나흐트는 원본 문서의 11세기 사본에서 나온 것이지만 in Chussenacho에서 와 같이 840년경에 처음으로 언급되었다. 1179년에는 Chussenacho로 언급되었다.
1424년 퀴스나흐트는 슈비츠주의 한 지역이 되었다.
빌헬름 텔의 전설에 따르면, 영웅은 게슬러부르크 근처 홀레 가세에서 그의 석궁으로 오스트리아 집행관 게슬러를 쐈다.
| 0 | 1 | 2 |
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| “ | 여기 그가 필요로 하는 이 깊은 골짜기를 통과해야 한다. 퀴스나흐트로 가는 다른 길은 없다. | ” |
|   | — 프리드리히 쉴러, 빌헬름 텔 |  |
1935년 8월 29일, 벨기에의 아스트리드 여왕이 이곳에서 교통사고로 사망했다. 사고 현장에 기념 예배당("Königin-Astrid-Kapelle")이 세워졌다. 1989년 3월 4일에 예배당은 젊은이들에 의해 철거되었으며 그해 말에 복원되었다.
잘 알려진 Klausjagen ("니콜라스 추격전") 축제는 매년 성 니콜라스의 날 (12월 5일) 전날 퀴스나흐트에서 열린다. 약 20,000명이 참석한 이 축제는 약 1,000명의 참가자로 구성된 퍼레이드로 구성되며 밤늦게까지 지속된다.
지리

퀴스나흐트의 면적(2004/09 조사 기준)은 29.37k㎡이다. 이 면적 중 약 55.8%가 농업용으로, 26.4%가 산림이다. 나머지 토지 중 16.5%는 정착지(건물 또는 도로)이고, 1.3%는 비생산적인 토지이다. 2004/09년 조사에서 총 270ha 또는 전체 면적의 약 9.2%가 건물로 덮여 있었는데, 이는 1982년에 비해 82ha 증가한 수치이다. 같은 기간 동안 시정촌의 레크리에이션 공간은 44헥타르 증가했으며, 현재 전체 면적의 약 2.07%이다.
농경지 중 138ha는 과수원과 포도원으로 사용되고, 1,344ha는 들판과 초원이며, 200ha는 고산 목초지로 구성되어 있다. 1982년 이래로 농경지는 128ha 감소했다. 같은 기간 동안 산림 면적은 7ha 증가했다. 강과 호수는 시정촌에서 16ha를 차지한다.
시정촌은 루체른 호수와 추크 호수 사이의 리기산 기슭에 있다. 그것은 퀴스나흐트, 이멘제 및 멜리샤헨의 마을과 할티콘 및 제보덴알프(Seebodenalp)와 같은 작은 마을로 구성된다.
퀴스나흐트구의 수도이자 유일한 자치체이다.
인구통계

퀴스나흐트의 인구(2020년 12월 기준)는 13,531명이다. 2015년 기준으로 인구의 21.1%가 거주하는 외국인이다. 2015년에 소수의 소수(인구의 5.2%인 642명)가 독일에서 태어났다.  2010년부터 2015년까지 5년 동안 인구는 1.63%의 비율로 변경되었다. 2015년 시정촌의 출생률은 10.4명이었고 사망률은 인구 1000명당 7.9명이었다.
2000년을 기준으로 인구 대부분이 독일어(87.5%)를 사용하며, 알바니아어와 세르비아-크로아티아어를 각각 인구의 약 2.7%가 사용한다.
2015년 기준으로 아동·청소년(0~19세) 인구가 19.6%, 성인(20~64세)이 62.4%, 노인(64세 이상)이 18.0%를 차지한다. 2015년에는 5,252명의 독신 거주자, 5,620명의 기혼 또는 동거 중인 거주자, 570명의 과부 또는 홀아비, 981명의 이혼한 거주자가 있었다.
2015년에 퀴스나흐트에는 5,360개의 개인 가구가 있었고 평균 가구 규모는 2.27명이었다. 2015년에 지방 자치 단체의 모든 건물 중 약 40.6%가 단독 주택이었다. 2000년 시정촌의 1,980채의 주거동 중 단독주택이 약 45.5%, 다가구주택이 32.0%를 차지하였다. 또한 1919년 이전에 건설된 건물의 약 16.6%, 1991년에서 2000년 사이에 15.9%가 건설되었다. 2014년 인구 1000명당 신규 주택 건설 비율은 6.21개였다. 2016년 시정촌 공실률은 0.82%였다.
역사적 인구는 다음 차트에 나와 있다.
인구통계 > 교육

퀴스나흐트에서는 인구의 약 72.9%(25-64세)가 비필수 고등교육 또는 추가 고등교육(대학 또는 응용학문대학)을 완료했다.
인구통계 > 종교

2000년 인구 조사에 따르면 7,891명(73.7%)이 로마 가톨릭 신자이고, 1,152명(10.8%)이 스위스 개혁 교회에 속해 있다. 나머지 인구 중 크리스찬 가톨릭 교회 신자는 5명 미만, 동방정교회 신자는 146명(인구의 약 1.36%)이 있다. 인구 17명(약 1.36%)은 다른 기독교 교회에 속해 있다. 유대인은 5명 미만이고, 이슬람교인은 501명(인구의 약 4.68%)이다. 다른 교회 종파에 속해 있는 인구가 76명(약 0.71%)이고, 563명(약 5.26%)이 교회에 속하지 않고, 불가지론이나 무신론자이며, 354명(약 0.71%)은 질문에 대답하지 않았다.
경제

퀴스나흐트는 지역 비즈니스 센터로 분류된다.
2014년 기준으로 시정촌에 고용된 사람은 총 6,849명이다. 이 중 1차 경제 부문의 114개 기업에서 총 306명이 일했다. 2 차 부문은 191개의 개별 사업에서 2,659명의 근로자를 고용했다. 총 779명의 직원이 있는 31개의 중소기업과 1,449명의 직원이 있는 13개의 중소기업이 있었다. 마지막으로, 3차 부문은 821개 기업에서 3,884개의 일자리를 제공했다. 총 1,626명의 직원이 있는 64개의 중소기업과 2개의 총 256명의 직원이 있는 중소기업이 있었다.
2015년에는 전체 인구의 6.2%가 사회 지원을 받았다. 2011년에 지자체의 실업률은 1.6%였다.
2015년 국내 호텔은 총 61,077건의 숙박을 했으며, 그중 55.6%가 해외 방문객이었다.
2015년에 CHF 80,000을 버는 두 자녀를 둔 부부에 대한 지방 자치 단체의 평균 주, 시 및 교회 세율은 CHF 150,000을 만드는 1인의 세율은 9%였다. 주는 CHF 80,000을 버는 사람들의 평균 세율보다 약간 낮고, CHF 150,000을 버는 사람들의 가장 낮은 세율 중 하나이다. 2013년에 납세자 1인당 시정촌 평균 소득은 CHF 116,269이고m, 1인당 평균 소득은 CHF 54,036로 각 주 평균 CHF 114,716 및 CHF 51,545보다 크다. 또한 전국 납세자 1인당 평균 CHF보다 크다. 82,682이고 1인당 평균 CHF 35,825이다.
국가중요문화재

게슬러부르크 성과 텔 샤펠이 있는 Hohle Gasse는 국가적으로 중요한 스위스 문화유산으로 등록되어 있다. 퀴스나흐트암리기 마을과 멀리샤헨의 작은 마을은 스위스 유산 목록의 일부이다.
게슬러부르크성 유적
Hohle Gasse의 텔 샤펠
교통

퀴스나흐트에는 세 곳의 철도역이 있다.
퀴스나흐트암리기역
이멘제역
멜리샤헨역
이 세 노선 모두 루체른-이멘제선에 위치해 있다. 퀴스나흐트암리기 부두의 페리 터미널은 퀴스나흐트암리기역에서 1km 거리에 있으며 루체른 호수의 여러 목적지로 운행된다.
추크 호수 위로 제보덴알프의 풍경
기리쿨름에서 본 퀴스나흐트
초신성

음악 그룹에 대해서는 초신성 (음악 그룹) 문서를 참고하십시오.
케플러 초신성 SN 1604의 잔해
초신성(超新星, supernova)은 신성(nova)보다 에너지가 큰 별의 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 에너지만큼의 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 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 탄소발화가 일어난다. 그리하여 탄소 핵융합에 불이 붙으면 열폭주가 일어나 별을 완전히 파열시키게 된다. 또는 질량이 거대한 별의 중심핵이 갑작스런 중력 붕괴를 일으키고, 그로 인하여 중력 위치 에너지를 발산할 때 역시 초신성 폭발이 일어난다.
우리 은하에서는 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. 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

이 부분의 본문은 초신성 관측의 역사입니다.
히파르코스의 붙박이별에 대한 관심이 초신성 관측에 영향을 끼쳤을 수 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 케플러에 의해 1604년 10월 17일부터 연구되었다.
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.
1960년대, 천문학자들은 초신성의 최대 밝기가 표준촉광으로 사용될 수 있으며, 고로 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.
초신성의 발견

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 사용되었으며, 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. 초신성에 대한 과학적 관심의 대부분—거리 측정에 사용하기 위한 표준촉광이라던지—은 그 밝기가 절정에 달했을 때의 관측값을 필요로 한다. 고로 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 입자이며, 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 z는 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 보시오).
초신성 명명의 관례

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 A에서 Z까지가 지정되며, 그 이후로는 소문자 두 개를 붙인 aa, ab 등이 사용된다. 예컨대 SN 2003C는 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(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 2018ivc이다.
분류

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.
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| I형 초신성 수소선 없음 | Ia형 초신성 615.0 나노미터 지점에 전리규소선(Si II) 하나 존재 | Ia형 초신성 615.0 나노미터 지점에 전리규소선(Si II) 하나 존재 | Ia형 초신성 615.0 나노미터 지점에 전리규소선(Si II) 하나 존재 | Ia형 초신성 615.0 나노미터 지점에 전리규소선(Si II) 하나 존재 | 열폭주 | 열폭주 | 열폭주 | 열폭주 |
| I형 초신성 수소선 없음 | Ib형 및 Ic형 초신성 규소 흡수선이 미약하거나 아예 없음 | Ib형 초신성 587.6 나노미터 지점에 중성헬륨선(He I) 하나 존재 | Ib형 초신성 587.6 나노미터 지점에 중성헬륨선(He I) 하나 존재 | Ib형 초신성 587.6 나노미터 지점에 중성헬륨선(He I) 하나 존재 | 중심핵 붕괴 |  |  |  |
| I형 초신성 수소선 없음 | Ib형 및 Ic형 초신성 규소 흡수선이 미약하거나 아예 없음 | Ic형 초신성 헬륨선 미약 또는 아예 없음 | Ic형 초신성 헬륨선 미약 또는 아예 없음 | Ic형 초신성 헬륨선 미약 또는 아예 없음 | 중심핵 붕괴 |  |  |  |
| II형 초신성 수소선 존재 | II-P/L/N형 초신성 폭발 내내 II형 스펙트럼 | II-P/L형 초신성 좁은선 없음 | II-P/L형 초신성 좁은선 없음 | II-P형 초신성 광도곡선에서 "안정기"(plateau)가 나타남. | 중심핵 붕괴 |  |  |  |
| II형 초신성 수소선 존재 | II-P/L/N형 초신성 폭발 내내 II형 스펙트럼 | II-P/L형 초신성 좁은선 없음 | II-P/L형 초신성 좁은선 없음 | II-L형 초신성 광도곡선에서 "선형" 감소가 나타남(시간에 대한 광도가 1차). | 중심핵 붕괴 |  |  |  |
| II형 초신성 수소선 존재 | II-P/L/N형 초신성 폭발 내내 II형 스펙트럼 | IIn형 초신성 다소의 좁은선 | IIn형 초신성 다소의 좁은선 | IIn형 초신성 다소의 좁은선 | 중심핵 붕괴 |  |  |  |
| II형 초신성 수소선 존재 | IIb형 초신성 스펙트럼이 Ib형 초신성처럼 변화함 | IIb형 초신성 스펙트럼이 Ib형 초신성처럼 변화함 | IIb형 초신성 스펙트럼이 Ib형 초신성처럼 변화함 | IIb형 초신성 스펙트럼이 Ib형 초신성처럼 변화함 | 중심핵 붕괴 |  |  |  |
분류 > I형 초신성

이 부분의 본문은 I형 초신성입니다.
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.
분류 > II형 초신성

이 부분의 본문은 II형 초신성입니다.
II형 초신성 역시 스펙트럼을 근거로 세분된다. 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.
일반적인 분류 체계에 들어맞지 않는 초신성은 특이(peculiar) 또는 줄여서 'pec'로 지정된다.
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.
현재의 초신성 이론 > 열폭주

이 부분의 본문은 Ia형 초신성입니다.
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.
현재의 초신성 이론 > 열폭주 > 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 밝기의5×10^8배)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.
현재의 초신성 이론 > 열폭주 > 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.
현재의 초신성 이론 > 중심핵 붕괴 > II형 초신성

이 부분의 본문은 II형 초신성입니다.
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.
현재의 초신성 이론 > 중심핵 붕괴 > Ib형 및 Ic형 초신성

이 부분의 본문은 Ib형 및 Ic형 초신성입니다.
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.
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.
현재의 초신성 이론 > 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.
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.
IIn형 초신성은 별 주위 물질의 두터운 껍질로 인해 생성되는 좁은선이 특징적이다. IIn형 초신성의 광도곡선은 대체로 아주 넓게 늘어져 있으며, 가끔은 극도로 밝은 것이 있어 극초신성으로 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.
| 유형 | 절정기의 평균 절대등급 | 근사적 에너지 (단위 포에) | 밝기 절정에 이르는 일수 | 밝기 절정에서 10%선으로 떨어지는 일수 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| Ia형 | −19 | 1 | 근사하게 19 | 약 60 |
| 어두운 Ib/c형 | 약 −15 | 0.1 | 15 ~ 25 | 불명 |
| Ib형 | 약 −17 | 1 | 15 ~ 25 | 40 ~ 100 |
| Ic형 | 약 −16 | 1 | 15 ~ 25 | 40 ~ 100 |
| 밝은 Ic형 | to −22 | above 5 | 대충 25 | 대충 100 |
| II-b형 | 약 −17 | 1 | 약 20 | 약 100 |
| II-L형 | 약 −17 | 1 | 약 13 | 약 150 |
| 어두운 II-P형 | 약 −14 | 0.1 | 대충 15 | 불명 |
| II-P형 | 약 −16 | 1 | 약 15 | 안정기 이후 50 |
| IIn형 | 약 −17 | 1 | 12 ~ 30 이상 | 50 ~ 150 |
| 밝은 IIn형 | to −22 | above 5 | 50 초과 | 100 초과 |
비고:
현재의 초신성 이론 > 비대칭성

II형 초신성을 둘러싼 오래된 질문 하나는, 폭발 이후 남겨진 밀집성이 왜 매우 빠른 속도로 원래의 핵 위치에서 멀어지고 있냐는 것이다. (펄사를 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 대류이다. 대류로 인해 장소별로 원소의 존재비의 불균형이 발생할 수 있으며, 그 결과 중심핵 붕괴 때 핵연소가 고르지 않게 일어나고, 폭발로 인해 튕겨나가게 된다는 것이다.
또다른 해석으로는, 중앙의 중성자별에 대한 가스 강착이 원반을 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. (오래 지속되는 감마선 폭발을 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.