stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
컴퓨터의 역사
전자 컴퓨터의 태동 > 콜로서스

2차세계대전 기간 동안, 블레칠리 파크(영국 정부 암호 연구소의 별명)에서는 독일의 군사 암호 시스템을 해독하는데 성공하였다. 독일의 암호화 타자기인 에니그마는 전자기계식 계산기인 "봄베"(bombe)의 도움으로 해독되었다. 폴란드 수학자인 마리안 르쥐스키가 설계하고 앨런 튜링과 고든 웰치먼이 전자적으로 개선한 봄베는 1941년부터 암호 해독에 사용되었다.
독일의 또다른 암호화 타자기 시리즈인 로렌츠 SZ 40/42 시리즈는 에니그마와 많은 부분에서 달랐다. 이 암호 시스템을 해독하기 위해 막스 뉴먼 교수와 동료 연구자들은 콜로서스 컴퓨터를 설계하였다. 토미 플라워스가 1943년 3월에서 12월에 걸쳐 콜로서스 1호를 제작하였고, 1944년 1월에 블레칠리 파크에 설치했다.
엄청난 숫자의 진공관 부품을 가진 콜로서스는 세계 최초의 프로그래밍 가능한 완전 전자식 컴퓨터였다. 종이 테이프로 입력을 받아 다양한 종류의 논리 연산을 할 수 있었지만, 튜링 기계는 아니었다. 한대의 콜로서스 1호기와, 9대의 콜로서스 2호기가 제작되었으나, 1970년대까지 모두 군사 기밀로 붙여져 있었다. 또한 영국 수상 윈스턴 처칠은 냉전 중에 로렌츠 암호를 해독할 수 있다는 사실을 외부에 알리지 않기 위해 수명이 다한 콜로서스 컴퓨터를 완전히 파괴할 것을 명령했다. 때문에 콜로서스 컴퓨터의 존재는 한동안 컴퓨터의 역사에 수록되지 않았다.
현재 원래대로 복원된 콜로서스 한대가 블레칠리 파크에 전시되어 있다.
전자 컴퓨터의 태동 > 미국에서의 연구

1944년 아이비엠(IBM)사와 하버드대학 하워드 에이킨은 계전기를 사용하여 1초에 덧셈을 3번 할 수 있는 전자디지털 컴퓨터 마크-원(MARK-I)을 만들었다. 마크-원은 배비지의 해석기관 설계개념을 계전기와 스위치·전동기 등으로 구현한 것인데, 3,000여 개의 계전기와 기어로 만들어 천공된 종이테이프로 제어되는 자동순차적 제어방식이 특징이었다. 그러나 기계적 제약 때문에 연산처리 속도는 늦었다.
다용도 디지털 컴퓨터

1946년 미국 펜실베이니아대학 존 에커트와 존 모클리는 에니악(ENIAC：Electronic Numerical Integrator And Computer)이라는 다용도 디지털 컴퓨터를 개발했다. 에니악은 18,000여 개의 진공관과 1,500개의 계전기를 사용하였고, 무게가 30t(톤)이나 되는 거대한 기계였다. 또한 150kw의 전력을 소비하였고, 프로그램을 배선판에 일일이 배선하는 외부 프로그램 방식이었으므로, 에니악에서는 작업에 따라 배선판을 교체해야만 하였다.
이런 에니악의 단점을 보완하기 위해 1945년 존 폰 노이만이 기억장치에 컴퓨터의 명령이나 데이터를 모두 기억시키는 프로그램 내장방식을 제안하였다. 1949년 영국 케임브리지대학에서 세계 최초로 이 프로그램 내장방식을 채택하여 에드삭(EDSAC)을 개발하였고, 미국에서는 1952년 노이만이 자신이 제안한 전자식 프로그램 내장방식인 에드박(EDVAC)을 만들었다. 또한 1951년에는 유니박 I(UNIVAC－I)을 만들어 상품화하는 데 성공하였는데, 이것이 최초의 상업용 컴퓨터이다. 에드삭은 소프트웨어 면에서도 크게 이바지하였다. 그 뒤 프린스턴고등연구소에서 노이만의 지도 아래 제작된 이아스(IAS) 컴퓨터를 비롯하여 차례로 매사추세츠공대의 월윈드(Whirlwind), 에커트와 모클리의 바이낙(BINAC), 일리노이대학의 일리악(ILLIAC), 랜드회사의 조니악(JOHNIAC) 등이 제작되었다.
또한 컴퓨터의 크기는 반도체 기술과 전자기술의 발달로 점점 작아지고 연산속도도 피코초(ps) 단위로 빨라졌으며, 이용범위도 확대되어 가정은 물론 산업사회의 여러 분야에서 다양하게 이용되고 있다. 컴퓨터는 제1세대인 진공관, 제2세대인 트랜지스터, 제3세대인 IC, 제4세대인 초 LSI와 같이 대략 10년마다 집적도를 높여 고속화, 대용량화하였고, 슈퍼 컴퓨터가 출현하였다.
개인용 컴퓨터의 등장

초LSI의 출현에 의한 하드웨어의 대폭적인 원가 절감은 필요한 하드웨어를 손쉽게 사용할 수 있는 환경을 만들어 내어 1980년대 IBM이 PC를 내놓았다. 개인용 컴퓨터는 급속도로 사용자에게 보급되기 시작하여, 8086/8088 - 80286 - 80386 - 80486 - 펜티엄 이후로 CPU가 발전하게 된다. 그 외에도 개인용 컴퓨터에는 많은 발전이 생겨났다.
미래의 컴퓨터

컴퓨터의 기능은 갈수록 다양해지고 세분화되어가고 있다. 컴퓨터 연구가들은 더 빠르고 성능이 좋은 하드웨어와 소프트웨어를 개발하고 있다. 소프트웨어 연구는 단순히 자료를 다루는 것이 아니라 스스로 판단까지 할 수 있는 인공지능의 개발에 집중되고 있다. 컴퓨터를 더 작게 만들기 위한 노력도 계속되고 있다. 전문가들은 대부분 가까운 미래에도 집적회로로 만든 컴퓨학적 컴퓨터가 생산되고, 단위분자에 데이터를 저장할 수 있게 될 것이라고 예측한다. 분자저장 시스템을 이용하면 책 한 권도 안 되는 작은 공간에 인류의 모든 지식을 저장할 수 있다
미래의 컴퓨터 > 지능을 가진 기계

정보화 사회라 일컬어지는 오늘날 컴퓨터는 산업·사회의 중추적 역할을 다하며 우리 생활 주변의 밀접한 존재로서 자리를 굳혀 왔다. 그런데 보다 다종다양한 미디어에의 활용, 보다 쓰기 쉬운 컴퓨터, 소프트웨어의 생산성 향상 등으로 컴퓨터의 운용 분야가 확대되자, 종래의 컴퓨터 이론과 방식을 근본적으로 재검토하여 전혀 새로운 컴퓨터를 바라는 소리가 점차 높아지고 있다. 제5세대 컴퓨터는 바로 이와 같은 요망에 의해 등장하게 된 것이다. 인공지능 컴퓨터란 어떤 것일까? 만화영화에 나오는 아톰처럼 두뇌가 명석한 지능 로봇일까? 아니면 『2001년 우주의 여행』에 등장하는 무서운 슈퍼 컴퓨터 HAL 9000과 같은 것일까？ 둘 다 인간의 감정과 기능까지 비슷하게 갖춘 공상과학 소설의 슈퍼 스타이다. 그런데 여기서 생각하는 인공지능 컴퓨터란 위의 어느 쪽 이미지와도 멀지도 가깝지도 않다고 하는 것이 좋을 것 같다. 왜냐 하면 장래에는 인간과 대등하게 대화하고, 생각하고, 감정을 지니는 컴퓨터가 등장할지도 모르기 때문이다. 사실 우리가 인공지능을 이야기할 때 가장 어려운 문제는 인간의 지능을 어떻게 정의하느냐 하는 점이다. 이것은 컴퓨터 자신의 성능을 말하기 전에 인간의 지능 자체가 안고 있는 어려운 문제이다. 우리가 인간의 판단이나 행동을 정확하게 정량화(定量化)할 수 있다면, 이것을 컴퓨터에 그대로 반영시킬 수도 있을 것이다. 그렇게 되면 경우에 따라서는 컴퓨터가 인간의 정신을 능가해 버릴 날이 올지도 모른다. 그래서 세계의 인공지능 연구자들은 철학·논리학·심리학을 고스란히 컴퓨터에 옮겨 넣으려는 연구에 힘을 쏟고 있다. 이 분야에서도 미국은 역시 한걸음 앞서 있어서, 엑스퍼트 컴퓨터(전문가 컴퓨터)라는 것이 이미 실용 단계에 들어가 있다. 이것은 의사라든가 연구자 등 특정 분야의 전문 지식을 하나의 시스템에 짜 넣어, 전문가의 보조로 이용하려는 것이다. 스탠포드대학의 파이겐바움 교수를 중심으로 1975년에 개발된 마이신(MYCIN)은 의료 진단에 뛰어난 성과를 거두고 있으며, 그 밖의 여러 전문 분야에도 엑스퍼트 시스템이 등장해 있는 것으로 알려져 있다. 그러나 엑스퍼트 시스템이 특정 분야에 위력을 발휘한다고 하더라도, 그것은 인공지능의 가능성의 일부분에 지나지 않는다. 장래의 인공지능 컴퓨터는 여기에서 한 걸음 나아가 지식의 축적, 유추, 증명, 창작 등의 능력을 갖추게 될 것으로 기대된다.
미래의 컴퓨터 > 정보에서 지식으로

제5세대 컴퓨터는 지적 대화 기능이나 추론 기능에 대응할 수 있는 컴퓨터 시스템을 개발 과제로 삼고 있는데 그 내용을 살펴보면 다음과 같다.
⑴ 문제 해결·추론 시스템 ― 외부에서 주어진 지식뿐만 아니라, 시스템에 기억되어 있는 데이터를 사용하여 컴퓨터 스스로 논리적인 추론을 해 나가 문제 해결을 꾀한다. 연역, 귀납적 추론, 몇 가지 지식계의 상호 보완에 의한 협조형 문제 해결 기능 등이 이 시스템에 포함된다.
⑵ 지식 베이스 시스템 ― 데이터뿐만 아니라 합리적인 판단, 실험 결과 등을 체계적으로 정리한 지식을 시스템 내에 기억하여, 필요한 때에 검색하는 기능을 지닌 시스템이다.
⑶ 지적 인터페이스 시스템 ― 컴퓨터에 인간이 말하는 자연 언어, 음성, 도형, 화상 등을 다루는 능력을 부여하여, 인간과의 대화가 순조롭게 진행되도록 하는 기능이다. 말하자면, 컴퓨터에 눈·귀·입을 부여하는 것인데, 중심이 되는 것은 자연 언어의 이해이다.
이것들은 종래의 폰 노이만형이라 불리는 컴퓨터와는 다른, 새로운 컴퓨터의 모습을 보여 준다. 폰 노이만형은 수치계산 지향, 프로그램 내장의 축차처리방식 컴퓨터로, 개발 당시 엄청나게 비싼 하드웨어를 보다 단순하게 하여 값을 낮추고 소프트웨어의 아이디어로 효율을 높이자는 생각에서 만들어졌다. 제1세대인 진공관(眞空管), 제2세대인 트랜지스터, 제3세대인 IC, 제4세대인 초LSI와 같이 대략 10년마다 집적도를 높여 고속화, 대용량화하였고, 슈퍼 컴퓨터가 출현하였다. 초LSI의 출현에 의한 하드웨어의 대폭적인 원가 절감은 필요한 하드웨어를 손쉽게 사용할 수 있는 환경을 만들어 냈다. 그리고 소자의 고속화는 점차 한계가 보이기 시작했기 때문에, 축차처리가 아니라 동시에 복수의 문제를 처리할 수 있는 병렬처리 지향의 구조가 요망되기 시작하였다. 그러나 매우 복잡한 소프트웨어는 극히 소수의 전문가가 아니고는 조작이 어렵다는 문제점이 있는 것 등이 지금의 현실이다. 앞으로 음성·문장·도형·화상 등의 비수치 데이터 처리가 진전되면 인간과 컴퓨터의 관계는 좀더 친밀한 것이 되며, 이것이 바로 제5세대 컴퓨터 설계에 근간이 되는 사상이다.
미래의 컴퓨터 > 제5세대 컴퓨터의 프로그래밍 언어

제5세대 컴퓨터의 최대 과제는 프로그래밍 언어의 문제이다. 지적(知的) 프로그래밍 시스템은 컴퓨터의 지적 능력을 향상시켜, 프로그래밍의 부담을 인간 대신 컴퓨터가 맡도록 하려는 기능이다. 제5세대 컴퓨터는 연구 개발의 기점이 되는 핵언어(核言語)로 프롤로그(PROLOG)를 채택하였는데, 이것은 1972년, 프랑스 마르세유대학의 코르멜라외 교수에 의하여 기호 논리 처리용으로 개발된 언어이다. 프롤로그는 논리에 바탕을 둔 프로그램 언어이기 때문에 기호 처리는 물론 지식과 지식간의 관계를 인간에 적합한 언어로 기술한다. 새로운 설계 사상에 바탕을 둔 컴퓨터, 제5세대 컴퓨터에 있어서 핵언어를 무엇으로 하느냐 하는 문제는 문제 해결, 추론 시스템, 지식 베이스 시스템, 지적 인터페이스 시스템을 짜맞추어서 만들어지는, 각 부분의 처리를 위한 공통 언어의 선택이라는 의미를 지니기 때문에 특히 중요하다. 제5세대 컴퓨터의 '제5세대'라는 호칭은 일본에서 비롯된 것이지만, 그에 관련된 프로젝트는 전 세계적으로 진행되고 있기 때문에 앞으로 10년 후 컴퓨터의 모습이 어떠하리라는 것은 현재로서는 예상하기 어렵다. 하지만 제5세대 컴퓨터는 단독 기술만으로는 실현이 불가능하며, 여러 나라의 연구 교류가 활발히 이루어져야 한다. 이미 미국에서는 관(官)·학(學)·산(産)의 공동 연구 프로젝트 'CIS'라든가, 국방성의 'DARPA' 프로젝트가 진행되고 있다. 영국은 'AIT' 고도정보 기술계획, 프랑스는 'PIA' 인공지능 개발계획을 진행 중이다. EU(유럽 공동체)에서는 'ESPRIT' 유럽 정보기술 연구계획을 가동하기 시작하였으며, 일본은 국가 프로젝트로서 재단법인 '신세대 컴퓨터 개발 기구(약칭 ICOT)'를 발족시켰다. "이 계획은 어쩌면 실패할 가능성이 많다. 그러나 그 방향성은 우리가 반드시 거쳐야 할 미래에의 첫걸음이 될 것이다." 이 말은 제5세대 컴퓨터 연구를 바라보는 세계의 냉엄한 시각을 대변하는 것이다. 하지만 동시에 제5세대 컴퓨터가 세계의 커다란 조류로서 움직이기 시작했음을 말해 주고 있는 미래의 컴퓨터는 아직 안 나왔다.
같이 보기

안티키티라 기계
정보화 시대
참고 자료

에니악의 모습
니트족

15~24세의 니트족 비중 (2023년 ILO 자료)
니트족( - 族, 영어: Not in Education, Employment or Training, NEET)은 나라에서 정한 의무교육을 마친 뒤에도 진학이나 취직을 하지 않으면서 직업훈련도 받지 않는 사람이다.
어원과 의미

NEET는 "Not in Education, Employment or Training"을 나타내는 약자로서 교육을 받거나 직업훈련에 종사하지 않고 실업자인 사람을 가리킨다. 사람을 NEET로 분류하는 것은 영국에서 시작되었지만, 그 사용은 한국, 일본, 중국, 대만, 캐나다, 미국을 포함한 다른 나라와 지역으로, 다양한 정도로 퍼져나갔다. NEET 범주에는 실업자(직장이 없는 개인 및 구직자)뿐만 아니라 노동력 밖의 개인(직장이 없는 개인, 구직하지 않는 개인)도 포함된다.
영국에서, 이 분류는 16세에서 24세 사이의 사람들로 구성되어 있다. 16세에서 18세 사이의 NEETs의 하위 그룹은 종종 특별히 초점을 맞춘다. 일본의 경우 15~34세 미취업, 가사노동, 학교나 직장 관련 연수에 등록하지 않고 구직활동을 하지 않는 사람으로 분류된다.
경제협력개발기구(OECD)의 2008년 보고서에 따르면 지난 10년간 OECD 국가 대다수의 16~24세 인구 실업률과 NEET 비율이 감소했는데 이는 교육 참여가 증가한 데 따른 것으로 분석됐다.
NEET는 2013년 국제노동기구(ILOO)가 발표한 '청년 글로벌 고용동향' 보고서에서 새롭게 등장한 NLFET 비율과 차별화된다. NLFET는 "노동력에서든 교육이나 훈련에서든"을 의미한다. NEET와 비슷하지만 (노동자 일부인) 미취업 청년은 제외한다.
니트족이라는 말은 영국정부가 1999년에 작성한 조사보고서에서 유래한 말로, 블레어 정권의 정책 슬로건의 하나이기도 하다. 이 보고서에 의한 니트족의 정의는 교육기관에 소속되지 않고 채용되지 않았으며, 직업훈련에 참가하지 않는 16~18세의 청소년(NEW OPPORTUNITIES FOR 16-18 YEAR OLDS NOT IN EDUCATION, EMPLOYMENT OR TRAINING)이라고 되어있다.
니트족을 일본과 대한민국 모두 청년 무직자문제를 가리키는 말로 이해하고 있으며, 일본의 출판사 이와나미 쇼텐에서 간행하는 일본어 사전 고지엔의 2008년 1월 출간된 여섯째 판에 니트족이라는 단어가 수록되었다. 대한민국에서는 니트족을 취업 경쟁에서 밀려나 일하지도 않고, 일할 의지도 없는 청년 무직자를 뜻하는 말 즉, 변변한 일자리를 구하지 못하여 근로의욕을 상실한 청년실업자들을 가리키는 말로 이해한다.
한국노동연구원 남재량 연구위원에 따르면,니트족은 청년실업이 심각해지면서 발생한 사회현상으로, 크게 구직니트족과 비구직니트족으로 나뉜다고 한다. 구직니트족은 직장을 잡기 위해 애쓰는데, 경기가 좋아지면 쉽게 취업으로 연결되지만, 비구직 니트족은 일할 의사 자체가 없으며, 대한민국의 청년실업이 사회문제가 될 정도로 심각해지면서 가파르게 늘고 있다.
영국

참고 항목: 영국의 교육과 영국의 청년실업
이 단어에 대한 지식은 1999년 사회 배제 기구(SEU)의 보고서에서 사용된 후 확산되었다. 그 전에는 이와 비슷한 뜻을 가진 "상태 제로"라는 문구를 사용하였다. 앤디 퍼롱은 NEET라는 용어의 사용이 부분적으로 "지위가 없다"는 부정적인 의미 때문에 유명해졌다고 쓰고 있다. 이 분류는 "무급휴일, 여행, 병가, 장애인, 자원봉사를 하거나 다른 불특정 활동에 종사하는, 실직하거나 일자리를 찾고 있는 응답자, 자녀 또는 가족을 돌본 사람, 무급휴일, 여행자, 병가자, 장애인 등 다른 지방정부 문서에서 구체적으로 정의되지만, 약어는 합의된 정의가 없다.n 측정과 관련하여, 특히 경제적 비활동의 정의와 관련하여. 카렌 롭슨은 이 분류가 "영국 문학에서 사실상 "청년 실업"에 대한 논의를 방해했다"고 쓰고 있다. Scott Yates와 Malcolm Payne은 처음에는 젊은이들이 겪은 문제를 살펴본 정책 입안자들에 의해 NEET 그룹에 "홀릭적인 초점"이 있었지만, NEET 지위가 부정적인 용어로 틀이 잡히면서 "젊은 층의 위험, 문제, 부정적인 방향을 반영하는 것"으로 바뀌었다고 말한다. 영국의 NEET 수치는 교육부(DfE)에서 발행한다.[6] 16~18세의 NEET 수를 계산하는 데 사용되는 방법론은 16~24세의 NEETs의 수와 다르다. 첫째는 다양한 출처에 의존하고, 둘째는 노동력 조사에 의존한다.
프린스 트러스트에 의해 의뢰된 2007년 보고서에 따르면 영국, 스코틀랜드, 웨일스의 16-24세 인구 중 거의 5분의 1이 NEETs이며, 그 비율은 북아일랜드(13.8%)에서 가장 낮았다. 2011년 2/4분기 수치를 보면, 영국에서는 16세에서 24세 사이의 97만9천명이 NEETs로 그 연령대에서 16.2%를 차지했다. 1995년과 2008년 사이에 영국에서 16~18세의 NEETs 비율은 약 8~11%로 상당히 안정적이었다.가디언지는 2011년 보도한 바에 따르면 2003년 이후 16~18세의 취업자는 15.6% 감소했지만 교육훈련 인구는 6.8% 증가했다고 한다. NEET 수치는 학교와 대학 과정이 끝나는 3/4분기에 정점을 찍는 경향이 있다.
NEET라는 용어에 약간의 오명이 붙어 있다. BBC 뉴스의 사이먼 콕스는 이 단어가 "10대 중퇴자들을 위한 최신 유행어"라고 말했다. 그는 "니트는 범죄를 저지를 가능성이 20배, 10대 엄마가 될 가능성이 22배 높다"고 말했으며, 바킹과 다겐햄은 이 나라의 "니트 수도"로 불렸다고 한다. The Times의 David Smith는 그들을 "밤늦도록 허가 없이 돌아다니는 요브들"이라고 부른다. 콜린 웹스터에 따르면 NEETs는 불균형적으로 많은 양의 범죄를 저지른다. 학교에서 무단결석이나 배타성이 높은 아이들은 NEETs가 되기 쉽다.
NEET의 수를 줄이기 위해 몇 가지 계획과 아이디어가 개발되었다. 2001년 처음 시범운행된 커넥션스 서비스의 주요 목표 중 하나는 NEET의 수를 줄이는 것이다. 대부분의 지방 당국은 이를 위해 지방권역 협약을 체결하였다. 2004년 지출검토의 일환으로 교육기술부(DfES)는 NEET의 비중을 2004년 9.6%에서 2010년 7.6%로 줄이기로 공익협약을 맺었다. 2004~2005년에 도입된 영국 전역의 교육유지수당(Emergency Maintenance Payment)은 중등학교를 지나 교육을 계속하는 젊은이들에게 최대 30파운드의 수단에 따라 매주 지급된다.정부는 2007년 9월 16세 전 학령기에 적합한 학습지를 보장한 '9월 보증'을 시행하고, 이듬해 17세까지 확대했다. 2009년 예산에서 "청년 보장"이 발표되어 구직자의 수당을 6개월 동안 받고 있는 18세~24세에게 보장된 직업, 훈련 또는 근무경험을 제공하였고, 2010년 1월 25일에 생방송되었다. 이 계획은 2010년 예산에서 1년 연장된 2012년 3월에 종료될 것이라고 발표되었다. 2008년 왕실의 승인을 받은 2008년 교육기술법은 영국 내 학교를 2013년 17세, 2015년 18세로 늘릴 예정이다. 많은 추가 교육대학들이 NEET의 등록을 모색한다. 예를 들어, 본머스와 푸울 칼리지의 NEETs 강좌는 다양한 사인온 인센티브와 무료 아이팟의 수료 보너스와 현금 100파운드를 제공했다고 2005년에 보고되었다.[15]
스코틀랜드 정부는 NEET 분류를 16~19세로 제한한다.
일본

NEET는 매년 수천 명의 젊은이들이 이러한 범주(즉, 비취업 청년의 신분에서 시간제 노동자의 신분) 사이를 이동하지만, 비록 실제로 저임금 아르바이트를 하는 사람들에 대한 분류인 프리터(freeter)와는 구별되는 사회 정책 범주다.
NEETs의 인구 분포는 고용 통계에 나타나 있다. 일본 정치권은 NEET 인구 증가가 경제에 미치는 영향에 대해 우려를 나타냈다. 일본 후생노동성에 따르면 추정 규모는 2002년 9월 48만 명에서 2003년 9월 52만 명으로 증가했다. 2002년 일본 정부의 다른 조사에서는 NEET으로 분류할 수 있는 85만 명으로 훨씬 더 많은 수치를 제시했는데, 이 중 60%가 25~34세였다.따라서 통계에 의해 생성된 NEET의 수는 채택된 특정 정의에 크게 좌우된다는 것은 명백하다. 따라서 모든 수치는 주의하여 처리해야 한다.
2004년과 2005년 일본 언론에서 NEET 문제가 불거졌을 때, 이 범주에 속하는 비취업 청년들은 게으르고, 일을 기피하며, 자발적으로 실직했다는 누명을 썼다. 이러한 미디어 묘사는 일본의 (보수) 중노년층의 우려를 불러일으키는 데 효과적이었지만, 새로운 청년정책에 대한 온건한 지지로 이어졌을 뿐이다. 실제로 토이보넨이 청년 지원 관행과 미디어와 정책 담론을 병행한다는 경험적 단문에서 주장한 바와 같이 NEET 난제에 대한 가장 유망한 해결책은 MHLW 정책 입안자나 학자들이 아닌 쿠도 케이와 이와모토 마미 같은 사회적 기업가들에 의해 만들어졌다.
대부분의 서유럽 국가들과 달리 일본의 실업급여는 3~6개월이 지나면 자동으로 종료되고 특별한 도움이 필요한 국가들에 대한 지원 범위가 제한된다. 일본의 많은 NEET들은 청소년 지원 스테이션과 많은 NPO를 포함한 사회적 기업이 설계 및 제정한 다른 서비스들로 가는 길을 찾지만, 따라서 부모나 친척들로부터 불가피하게 지원을 받는다.
일부 사람들은 일본의 NEETs가 성인이라는 받아들여진 사회적 모델을 거부한 많은 사람들을 포함하고 있다고 믿는다. 이들은 정부 헬로워크 제도를 통해 졸업 후 정규직 채용이나 시장성 있는 직무능력 획득을 위한 추가 교육을 적극적으로 추진하지 않는다고 한다. 이는 종종 샐러리맨의 전통적인 진로에 대한 반응으로 그려진다. 이는 1990년대 경기 침체가 장기화되면서 청년층 실업률(일부 추정 213만 명)이 높아졌기 때문으로 분석된다. 명목상 고용된 많은 프리터들이 NEETs가 되었다. 그러나 이러한 묘사는 삶의 역사, 지원 관행 또는 광범위한 사회적 조건에 대한 신중한 경험적 연구보다 편향된 언론 보도와 편견에 더 기반을 두고 있다.[필요하다]
세계화로 인한 경제적 압력에 직면하여 평생 고용의 시스템이 부분적으로 혹은 완전히는 아니지만 통합되었다고 말하는 것은 정확하다. 한 회사에서 평생 고용의 가용성은 점점 더 증가하는 기업과 개인 모두의 몫에 대해 지지할 수 없게 되었고, 일본의 말초 노동력으로 밀려난 사람들은 평생 고용과 관련된 전통적인 혜택을 놓치고 있다.
미야모토 미치코 교수는 "청년들이 성인이 되는 산업사회에서 구축된 사회구조의 붕괴"라고 설명한다."
호주

OECD의 보고서에 따르면 58만 명의 호주 젊은이들이 이 분류에 속한다고 한다. 보고서는 또 글로벌 금융위기 이후 NEET의 수가 1만 명 급증해 현재 1529세 사이의 호주인 8명 중 1명을 차지하고 있다고 밝혔다.
캐나다

캐나다 통계청은 2012년 캐나다에서 NEETs의 상태에 대한 첫 번째 종합 연구를 수행했다. 15세에서 29세 사이의 캐나다인들 중 약 13%가 이 범주에 속하는 것으로 밝혀졌다. 이 비율이 G7 국가들 중 두 번째로 낮음에도 불구하고, 현재 NEETs로 분류된 젊은 캐나다인들의 총 수는 904,000명이다.
이 연구는 또한 약 51만3천명의 총 904,000명의 NEET들 중 일자리를 적극적으로 찾지 않고 있다는 것을 밝혀냈다. 이 연구는 또한 장기 실업이 반드시 노동시장에 대한 환멸의 폭이 넓어졌기 때문이 아니라 다양한 요인들로 인해 발생했다는 것을 시사했다. 이 연구는 또한 노동인구가 아닌 82%의 젊은이들이 실제로 장기 고용되기를 원한다는 것을 밝혔다. 이 연구는 캐나다 NEET 인구를 "위험이 높고 부정적인 상태"가 아니라고 분류했다.
2013년, 퀘벡 국립통계연구소(ISQ)의 연구에 따르면 퀘벡 주에서는 20만 명의 젊은 남녀가 취업, 교육, 훈련을 전혀 받지 않은 것으로 나타났다. 도내 NEET 요금(13.5%)은 캐나다 요금(13.2%)과 비슷한 수준이다. 이 보고서는 또한 1976년 이후 관찰된 NEET 비율의 감소는 교육 및 고용에 있어 여성의 참여가 가장 높기 때문이라고 밝혔다. 국제 비교는 2010년부터 OECD 데이터를 사용하여 이루어졌으며, 그 지방은 OECD 평균인 미국, 프랑스, 영국보다 낮은 NEET 비율을 보였다. 또한 독일, 노르웨이 등 다른 나라에서도 NEET 비율이 훨씬 낮다는 것을 보여주었다.
미국

주요 기사: 단절된 청춘
대불황으로 인한 지속적인 피해를 감안하여 타임과 같은 간행물은 NEETs로 자격을 얻은 미국인의 수를 논하는 기사를 게재해 왔으며, 2011년 1/4분기 동안 25세 이하의 미국인의 약 15%가 자격을 얻었다. 피터 금벨 기자는 2012년 말 NEETs가 "특히 미국에서 널리 퍼져 있다"고 썼으며, 미국 주와 지방 정부가 사회서비스 유지에 어려움을 겪고 있는 점을 감안할 때 "청소년들의 결혼 집단"을 구성하고 있다고 보도했다.
한국

한국 NEET의 상황은 다른 나라와 조금 다르다. 멕시코, 터키, 스페인 같은 나라에서는 NEET의 많은 부분이 고등학교 교육조차 이수하지 않은 사람들이다.
반면 한국의 경우 OECD에서 대학 진학률이 가장 높다. 이미 많은 젊은이들이 대학과 대학을 포함한 고등교육을 이수했다.
같이 보기

백수
히키코모리
일하면 지는 거라고 생각합니다
II형 초신성

대마젤란운에서 발생한 II-P형 초신성 SN 1987A의 팽창하는 잔해. NASA 사진.
II형 초신성(영어: Type II supernova)은 무거운 별의 급격한 붕괴와 격렬한 폭발의 결과이다. 이와 같은 유형의 폭발을 겪는 별은 태양의 질량보다 최소한 9배 이상, 45배 이하이다. 이러한 유형의 초신성은 스펙트럼 내의 수소의 존재로 인해 다른 유형의 초신성과 구별된다. II형 초신성은 주로 나선은하의 나선팔과 H II 영역에서 관측되며, 타원은하에서는 발견되지 않는다.
별들은 원소의 핵융합을 통해 에너지를 생성한다. 태양과 달리, 무거운 별들은 수소와 헬륨보다 큰 원자량을 가지는 원소를 융합할 수 있을 만큼의 질량을 가지지만 온도와 내부의 압력이 크게 높아지면서 수명이 급격하게 짧아진다. 그러한 원소들의 핵융합 반응에 의해 생성된 에너지 및 전자의 축퇴압은 중력에 대항하여 별을 붕괴로부터 막고 별의 평형을 유지하는 역할을 한다. 별은 수소에서 시작하여 헬륨을 만들고 점차 더 큰 원소를 합성한다. 그러한 주기율표 상에서의 전진은 철과 니켈이 만들어질 때까지 진행된다. 철 또는 니켈의 융합을 통해서는 에너지가 생산되지 않기 때문에 그 이상의 융합이 일어나지 않아 니켈-철로 이루어진 중심핵은 비활성화가 된다. 그에 따라 별의 외향 압력을 작용하도록 하는 에너지 방출이 부족해지면서, 별의 평형은 무너지게 되며 중심핵은 주변의 껍질에 의해 짓눌려 수축하게 된다.
밀집된 비활성 중심핵의 질량이 약 1.4 M☉에 달하는 찬드라세카르 한계에 이르게 되면 전자축퇴가 더 이상 중력에 의한 압축을 대항할 수 없게 된다. 그 결과 중심핵에서 수 초 이내로 격변적인 내파가 일어난다. 중심핵 안쪽이 내파되어 안쪽으로부터 지지를 받을 수 없게 된 중심핵 바깥쪽은 중력에 의해 안쪽으로 붕괴하여 광속의 23%에 이를 만큼 가속된다. 갑작스러운 압축으로 중심핵 안쪽은 1,000억 켈빈까지 가열된다. 10초 동안의 폭발로 역베타붕괴를 통해 중성자와 중성미자가 형성되며 약 1046 줄(100 포에)의 에너지가 방출된다. 중심핵 안쪽의 붕괴는 중성자축퇴에 의해 멈추게 되면서 그 반동으로 내파가 외부로 튀게 된다. 여기서 이 팽창 충격파에 의한 에너지는 중심핵을 덮고 있는 껍질을 그에 대한 탈출 속도로 가속하여 날려버리기에 충분하여 초신성 폭발을 일으킨다. 충격파와 극단적으로 높은 온도 및 압력은 빠르게 소강되지만 철보다 무거운 원소의 합성이 이루어질 만큼의 시간은 존재한다. 중심핵의 잔해는 별의 초기 크기에 따라서 중성자별이나 블랙홀을 형성하게 된다. 이런 유형의 초신성은 그 근본적인 기작으로 때문에 중심핵붕괴 초신성(core-collapse supernova)으로 표현되기도 한다.
II형 초신성 폭발은 폭발 이후 시간에 따른 광도의 변화를 보여주는 광도 곡선에 따라 세부적으로 분류된다. II-L형 초신성은 폭발 후 광도 곡선에서 일정한(선형적인) 감소를 보여주는데, 그에 비해 II-P형 초신성은 일반 붕괴 이후 완만 평탄한(플래토적) 감소를 보여준다. Ib형 및 Ic형 초신성은 수소와 (Ic형의 경우)헬륨으로 이루어진 외피층을 날려버린 무거운 별이 일으키는 중심핵붕괴 초신성이다. 이들이 폭발한 결과, 초신성에는 외피층 원소의 스펙트럼이 나타나지 않는다.
형성

태양보다 훨씬 무거운 별은 좀 더 복잡한 방식으로 진화한다. 별의 중심핵에서 수소가 헬륨으로 융합되면 열에너지가 방출되어 별의 중심핵을 가열하며 외향 압력을 가하여 별의 껍질을 붕괴로부터 지지함으로써 정유체역학적 평형 상태에 있게 만든다. 이 때 중심핵에서 만들어진 헬륨은 중심핵의 온도가 헬륨을 융합할 수 있을 만큼 뜨겁지 않기 때문에 축적되기만 한다. 이후에 중심핵에서 수소가 고갈됨으로써 핵융합이 더뎌지고 중력에 의해 중심핵이 수축하게 된다. 이 수축으로로 온도가 증가하여 헬륨 핵융합이 개시된다. 이 단계의 지속 시간은 별의 수명의 10% 미만으로 수소를 융합할 때보다 짧다. 8 태양질량 미만의 별에서는 헬륨 핵융합에 의해 만들어진 탄소는 융합될 수 없기 때문에 별은 서서히 식어가면서 백색왜성이 된다. 백색왜성이 만약 가까운 짝별을 가지고 있다면 Ia형 초신성이 될 수 있다.
이보다 훨씬 큰 별은 헬륨연소 단계의 종점에서 좀 더 수축하여 중심핵에서 탄소의 융합에 필요한 만큼의 온도와 압력의 환경을 만들 정도로 무겁다. 이러한 무거운 별의 중심핵은 중심으로 들어갈수록 점점 더 무거운 원자핵들로 이루어지는 양파와 같은 층상 구조를 가지게 되는데, 최외곽층에는 수소 기체로 채워져 있고, 최외곽층에 둘러싸인 층은 수소를 헬륨으로 융합하고 있으며 그 아래층에는 삼중알파과정을 통한 헬륨에서 탄소로의 융합, 그 아래에는 더 무거운 원소들이 차례차례 융합되는 구조이다. 무거운 별은 진화함으로써 중심핵에서의 핵융합이 멈춰서 중심핵이 수축하여 중심핵 내부의 온도와 압력을 높여 붕괴를 저지할 수 있도록 다음 단계의 핵융합을 개시하는 과정을 반복한다.
| 과정 | 주요 연료 | 주요 산물 | 25 M☉ 별> 온도 (켈빈) | 25 M☉ 별> 밀도 (g/cm3) | 25 M☉ 별> 기간 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 수소 연소 | 수소 | 헬륨 | 7×107 | 10 | 107 년 |
| 삼중알파과정 | 헬륨 | 탄소, 산소 | 2×108 | 2000 | 106 년 |
| 탄소 연소 | 탄소 | Ne, Na, Mg, Al | 8×108 | 106 | 103 년 |
| 네온 연소 | 네온 | O, Mg | 1.6×109 | 107 | 3 년 |
| 산소 연소 | 산소 | Si, S, Ar, Ca | 1.8×109 | 107 | 0.3 년 |
| 규소 연소 | 규소 | 니켈 (철으로 붕괴) | 2.5×109 | 108 | 5 일 |
중심핵붕괴

이 과정을 제한하는 요인으로는 핵융합을 통해 방출되는 에너지의 양이 있는데, 이것은 원자핵 서로를 속박하는 속박에너지를 통해 결정된다. 각 핵융합 절차를 통해 점점 더 무거운 원자핵이 만들어지고, 그것을 합성할 때 점차 더 적은 에너지가 방출된다. 덧붙여서 탄소연소 이후에는 중성미자 생성을 통한 에너지 손실이 더욱 막대해진다. 이 때문에 반응률은 중성미자 생성이 일어나지 않는 경우보다 더 높아진다. 이것은 니켈-56이 만들어질 때까지 계속된다. 니켈-56은 붕괴하여 코발트-56이 되며 수 개월 후 최종적으로 철-56이 된다. 철과 니켈은 모든 원소 중에서 가장 높은 핵자당 속박에너지를 가지고 있는데, 때문에 중심핵에서 이들의 핵융합을 통해 에너지가 생성될 수 없다. 그리하여 니켈-철 중심핵이 성장하게 된다. 이 중심핵은 중력에 의해 막대한 짓눌림 압력을 받고 있다. 붕괴를 저지하기 위해 별의 온도를 높이기 위한 핵융합 반응이 일어나지 않기 때문에 중심핵은 오로지 전자의 축퇴압력에 의해서만 지지된다. 이 상태에서 물질은 매우 밀도가 높기 때문에 전자가 동일한 에너지 준위를 차지할 수 없어 더욱 압축할 수가 없다. 그러나 이는 전자와 같은 이상적인 페르미 입자에 대해서만 금지된 것인데, 이 현상을 파울리의 배타 원리라고 부른다.
중심핵의 질량이 약 1.4 M☉에 달하는 찬드라세카르 한계를 넘어설 때, 축퇴압은 더 이상 중심핵을 지지하지 못하여 파국적인 붕괴가 뒤따르게 된다. 중심핵의 바깥 부분이 별의 중심으로 무너져 내림으로써 그 속도는 70,000 km/s(광속의 23%)까지 이르게 된다. 급격하게 가라 앉는 중심핵은 가열되어 고에너지 감마선을 생성하는데, 이 감마선으로 인해 철원자핵이 광붕괴를 통해 헬륨과 자유 중성자로 분해된다. 별의 밀도가 증가함으로써 역베타붕괴를 통해 전자와 양성자를 합성할 수 있을 만큼 들뜨게 되어 중성자와 중성미자라고 불리는 기본입자를 형성하게 된다. 중성미자는 다른 평범한 물질과 극히 드물게 상호작용하기 때문에 중심핵으로부터 탈출한다. 그리고 그 에너지를 외부로 운반하면서 붕괴를 더욱 가속화시킨다. 이는 밀리초 단위의 시간 동안에 일어나는 일이다. 중심핵이 별의 외피층으로부터 분리되면서 그러한 중성미자들 일부는 별의 외피층에 흡수되어 초신성 폭발이 시작된다.
II형 초신성에 대해, 붕괴는 결국 서로 가까이 마주하게 된 중성자 사이에 작용하는 강한핵력과 중성자 축퇴압에 의한 배척 상호작용으로 저지된다. 이 때 밀도는 원자핵의 밀도와 맞먹는다. 붕괴가 멈추게 되면 낙하하는 물질들은 반발하게 되어 충격파를 형성하여 외부로 전파한다. 이 충격파로 인한 에너지는 중심핵의 중원소와 별개이다. 중원소는 충격파의 에너지를 줄여 중심핵 바깥쪽 내의 폭발을 멎게 만들 수도 있다.
중심핵의 붕괴 단계는 매우 밀도 높고 격렬하기 때문에 중성미자만이 그곳을 탈출할 수 있다. 전자포획으로 양성자와 전자가 결합하여 중성자가 형성될 때, 전자중성미자도 형성된다. 일반적인 II형 초신성에서 새로 형성된 중성자 중심핵은 초기 온도가 약 1,000억 켈빈에 이르는데, 이는 태양의 중심핵의 104 배에 이르는 것이다. 안정적인 중성자별을 형성하기 위해 그러한 엄청난 열에너지는 반드시 방출되어야 한다. 그렇지 않으면 중성자가 "증발하게" 된다. 열방출은 더 많은 중성미자의 방출로 해결된다. 이 "열적" 중성미자들은 모든 종류의 맛깔의 중성미자-반중성미자 쌍을 형성하며, 전자포획에 의해 발생된 중성미자의 수의 수 배에 달한다. 두 중성미자의 생성 기작은 붕괴로 인한 중력 위치 에너지가 약 1046 줄(100 포에)에 달하는 에너지를 방출하는 십 초간의 중성미자 폭발로 변환된다는 것이다.
뚜렷하게 밝혀지진 않았지만 그 과정을 통해, 총 방출 에너지의 1%, 또는 1044 줄(1 포에)에 해당하는 에너지가 멎은 충격파에 의해 다시 흡수되어 초신성 폭발을 일으킨다. 초신성에 의해 생성된 중성미자들이 초신성 1987A의 경우에서 관측되어 천체물리학자들에게 중심핵붕괴에 관한 그들의 생각이 근본적으로 맞다는 결론을 내리는 데 도움을 주었다. 물 기반의 가미오칸데 II 및 IMB 기구가 열적 기원을 갖는 반중성미자를 감지하기도 한 반면, 갈륨-71 기반의 박산 기구는 열 또는 전자포획 기원의 중성미자(렙톤 수 = 1) 둘 중 하나를 감지하였다.
원형별의 질량이 약 20 M☉ 미만일 때 폭발의 세기와 중심으로 낙하하는 물질의 양에 따라 축퇴된 중심핵의 잔해는 중성자별이 된다. 20 M☉ 이상인 경우에서 잔해는 붕괴하여 블랙홀이 된다. 이 유형의 중심핵붕괴 시나리오에 대한 이론적인 상한 질량은 약 40~50 M☉이다. 초신성 붕괴 모형에서의 불확실성으로 그러한 한계의 계산이 불확실하긴 하지만, 상한 질량을 초과하는 별은 초신성 폭발 과정 없이 블랙홀로 곧바로 붕괴할 것으로 추정된다.
이론 모형

입자물리학의 표준모형은 모든 물질을 구성하는 기본입자 사이의 네 가지 기본 상호작용 중 세가지를 기술하는 이론이다. 이 이론을 통해 어떻게 입자가 다양한 조건 하에서 상호작용할 것인지 예측할 수 있다. 초신성 속에서 입자당 에너지는 보통 일에서 백오십 피코줄(수십에서 수백 MeV)이다. 초신성에 포함된 입자당 에너지는 입자물리학의 표준모형에서의 예측이 들어맞을 수 있을 만큼 충분히 작지만 높은 밀도로 인해 표준모형에 대한 정정이 요구된다. 특히 땅속의 입자가속기는 초신성에서 발견되는 것보다 훨씬 높은 에너지의 입자 상호작용을 만들어낼 수 있는데, 이러한 실험은 개개의 입자와 상호작용 하는 개개의 입자를 통해 이루어진 것이긴 하지만 초신성에서 높은 밀도가 만들어 내는 특별한 효과를 만들 수 있을 것으로 추정된다. 초신성에서 중성미자와 다른 입자 사이의 상호작용은 상세히 밝혀진 약한 핵력으로 발생한다. 하지만 강한 핵력을 포함하는 양성자와 중성자 사이의 상호작용은 잘 밝혀지지 않았다.
II형 초신성에서 해결되지 않은 주요 문제는 중성미자의 폭발이 어떻게 별의 나머지 부분에 에너지로 변환되어 별의 폭발을 야기하는 충격파를 형성하는 것인지 모른다는 것이다. 위의 논의로부터 폭발을 일으키기 위해서 변환되는 에너지는 전체 에너지의 약 1 퍼센트 만이 요구되며, 입자의 상호작용을 고려하면 더 쉽게 이해되긴 하겠지만 그 1 퍼센트의 변환의 발생을 입증하는 것이란 매우 어려운 일이다. 1990년대에, 어떤 모형에서는 대류전도(convective overturn)를 포함하여 별의 내부에서, 아래에서 방출되는 중성미자 또는 위에서 떨어지는 물질 둘 중 하나의 대류로 원형별의 붕괴 과정의 완성을 주장하기도 하였다. 이러한 폭발 속에서 철보다 무거운 원소가 중성자의 포획을 통해 형성되어 중성미자의 압력으로 인해 "중성미자권"(neutrinosphere)의 경계선으로 밀려나 원형별을 구성하던 물질보다 더 무거운 원소들이 풍부하게 들어 있는 기체 및 티끌로 이루어진 구름과 함께 주변 공간으로 흩뿌려 진다.
표준모형을 통해 잘 모형화 된 중성미자 물리학은 이 과정을 이해하기 위해 중요한 학문이다. 다른 중요한 연구의 장으로는 죽어가는 별을 구성하는 플라스마에 대한 유체역학이 있는데, 이를 통해 플라스마가 중심핵붕괴가 일어나는 동안 어떻게 행동하는지, 그리고 그 때 어떻게 "충격파"가 형성되며 그것이 어떻게 "멎고"(stall) 다시 재전파되는 건지 알 수 있다.
사실 일부 이론 모형에서는 멎은 충격파에서 "고정 강착 충격 불안정성"(Standing Accretion Shock Instability, SASI)이라는 유체역학적 불안정성을 포함하기도 한다. 이 불안정성은 멎은 충격파를 진동하여 변형시키는 비구형 섭동의 결과로 발생하는 것이다. SASI는 보통 컴퓨터 시뮬레이션에서 멎은 충격파에 다시 활력을 불어넣기 위해 중성미자 이론과 동시에 사용된다.
컴퓨터 모형들은 충격파가 발생하였을 때 II형 초신성의 양상을 계산하는 데 성공적이었다. 폭발의 첫 둘을 무시하고 폭발이 시작된다고 가정하면, 천체물리학자들은 초신성에 의해 만들어지는 원소에 대한 상세한 예측과 초신성의 광도 곡선을 예측할 수 있다.
II-L형 및 II-P형 초신성의 광도 곡선

II형 초신성의 스펙트럼은 일반적으로 발머 계열의 흡수선을 보여준다. 이러한 흡수선의 존재로 II형 초신성은 I형 초신성과 구별된다.
II형 초신성의 광도를 시간에 따라 그래프를 작성하면 곡선이 최대 밝기(peak brightness)까지 상승한 뒤 이후 쭉 감소하는 형태가 나타난다. 이러한 광도 곡선은 평균 단위 일당 약 0.008 등급씩 붕괴(감소)하는데, 이는 Ia형 초신성의 붕괴율(decay rate)보다 훨씬 낮다. II형 초신성은 광도 곡선의 형태에 따라 두 유형으로 세분화 된다. II-L형 초신성에 대한 광도 곡선은 최대 밝기 이후 일정한(선형적인) 감소를 보이는데 비해, II-P형 초신성에 대한 광도 곡선은 완만하여 비교적 평탄한(플래토적) 감소를 보여 이 부분에서 좀 더 느린 광도 붕괴율을 보인다. 총 광도 붕괴율은 II-P형이 단위 일당 0.0075 등급으로, 단위 일당 0.012 등급인 II-L형의 경우에 비해 낮다.
두 유형의 초신성에서 광도 곡선의 형태의 차이가 나는 이유는 II-L형 초신성의 경우 원형별의 수소 껍질의 대부분이 방출되었기 때문으로 추정된다. II-P형 초신성의 플래토적 형태는 외피층의 불투명도의 변화 때문이다. 충격파는 별의 외피층의 수소 원자의 전자를 떼내어 수소를 이온화시킨다. 그 결과 불투명도가 크게 증가하게 된다. 이것은 폭발의 안쪽으로부터 탈출하는 광자의 진행을 막는다. 수소가 재결합을 할 수 있을 정도로 냉각되면 외피층이 투명해지게 된다.
IIn형 초신성

"n"은 좁다는 것을 의미한다. 이 유형의 초신성은 스펙트럼에서 중간 정도이거나 매우 좁은 폭의 수소 방출선을 보여준다. 중간 정도의 폭을 가지는 경우는 폭발로 방출된 물질이 별 주변의 기체, 즉 별 주위 물질과 강하게 상호작용하고 있는 경우이다. 관측적 특징들을 설명하기 위해 요구되는 별 주위 물질의 밀도의 추정치는 표준 항성 진화 이론으로부터 예측되는 것보다 훨씬 높다. 이에 대해서는 높은 별 주위 물질의 밀도는 SN IIn의 원형별의 큰 질량손실률에 기인했다는 것으로 가정하는 것이 일반적이다. 추정되는 질량손실률은 보통 10-3 M☉ yr-1보다 크다. 여기에는 이들이 발광청색변광성과 같이 폭발 전에 큰 질량 손실을 보이는 별과 유사한 별에서 기원한다는 증거가 있다. IIn형 초신성의 예로 SN 1998S와 SN 2005gl이 가장 유명하다. 극단적으로 강렬한 초신성인 SN 2006gy 역시 이것의 또다른 예이다.
IIb형 초신성

IIb형 초신성은 초기 스펙트럼에서 약한 수소선을 가진다. 이것이 IIb형 초신성이 II형 초신성으로 분류되는 이유이기도 하다. 하지만 이후에 수소 방출은 감지할 수 없어진다. 그리고 광도 곡선에는 두번째 최대점이 나타나는데, 이 때의 스펙트럼은 Ib형 초신성과 매우 유사하다. 이에 대해서는 거성이었던 원형별이 쌍성계에서 짝별과의 상호작용으로 거의 대부분이 헬륨으로 이루어진 중심핵을 남기고 수소 외피층의 대부분을 손실하였기 때문일 것이다. IIb형의 방출물이 팽창함으로써 수소층이 빠르게 투명해지고 더 깊은 곳의 층이 드러나게 된다. IIb형 초신성의 고전적인 예로는 초신성 1993J가 있으며, 다른 예로는 카시오페이아자리 A가 있다. IIb형은 1987년에 엔스맨 및 우슬리에 의해 이론적 개념으로 처음 소개되었다.
극초신성(붕괴성)

이 부분의 본문은 극초신성입니다.
극초신성은 일반적인 초신성보다 훨씬 더 밝고 강렬한 희귀한 유형의 초신성이다. 그 예로는 초신성 1997ef(Ic형)와 초신성 1997cy(IIn형)이 있다. 극초신성은 한가지 원인보다는 여러 원인에 의해 발생하는데, 중성자별이 된 중심핵에 물질이 낙하하여 블랙홀이 형성되는 동안 발생하는 상대론적 제트가 초신성의 원인이 되는 붕괴성(collapsar) 모형과 별 주위 물질(circumstellar material)로 이루어진 고밀도 껍질과의 상호작용이 원인인 CSM 모형, 매우 무거운 별이 일으키는 쌍불안정성 초신성, 그리고 이론적이지만 쌍성이나 쿼크별 모형이 있다.
초기 질량이 태양의 25 배에서 90 배 사이인 별들은 일부 물질이 중성자별로 된 중심핵으로 되떨어지면서 블랙홀을 형성하여 초신성 폭발을 일으킬 수 있을 만큼 충분히 큰 중심핵을 발달시킨다. 많은 경우에서 이것은 초신성의 광도를 감소시키며, 90 M☉ 이상인 경우 별은 초신성 폭발 없이 블랙홀로 곧장 붕괴한다. 하지만 원형별이 충분히 빠르게 회전한다면 낙하하는 물질들이 상대론적 제트를 일으켜 원래 폭발보다 훨씬 많은 에너지를 방출할 수 있다. 심지어 이를 빔이 조준하는 방향에서 보면 훨씬 더 밝은 천체처럼 보이기도 한다. 모든 초신성이 그런 것은 아니지만 일부 경우에서 이것은 감마선 폭발을 일으키기도 한다.
일부 경우에서 II형 초신성이 발광청색변광성에 의해 방출된 것으로 추정되는 고밀도 물질로 이루어진 구름에 별이 둘러싸여 있을 때 발생할 수 있다. 이 물질은 폭발에 의해 충격을 받게 되며 일반적인 초신성보다 더욱 밝아지게 된다. 가장 밝은 것은 극초신성이 될 만큼 IIn형 초신성에 대해 광도 범위는 다양할 것으로 추정된다.
쌍불안정성 초신성은 극단적으로 무거운 별의 산소로 이루어진 중심핵에서 감마선이 자발적으로 전자-양전자 쌍을 형성할 수 있을 만큼 뜨거울 때 발생한다. 이 쌍생성은 중심핵을 붕괴하도록 만드는데, 철의 중심핵의 붕괴가 더 무거운 원소로의 흡열 핵융합을 야기하는 데 비해 산소 중심핵의 붕괴는 폭주적 발열 핵융합을 일으켜 별을 완전히 날려버린다. 방출되는 총 에너지는 초기 질량에 따라 달라지며, 중심핵의 대부분이 56Ni로 변환되어 방출되어 수 개월 동안 초신성의 동력원이 된다. 쌍불안정성 초신성을 일으키기 위한 하한질량은 140 M☉으로 초신성의 수명은 일반적인 초신성에 비해 길다. 상한질량은 250 M☉으로 이 초신성은 극도로 밝고 수명이 매우 긴 극초신성이다. 더욱 무거운 별은 광붕괴에 의해 끝을 맞이한다. 매우 낮은 중원소함량을 가진 항성종족 III형 별들만이 이 단계에 이르게 된다. 더 무거운 원소를 가진 별은 더욱 불투명해지면서 충분히 작아질 때까지 외피층을 방출하여 일반적인 Ib/c형 초신성 폭발을 맞이한다. 우리 은하에도 오래된 낮은 중원소함량 별들이 병합하여 쌍불안정성 초신성을 일으킬 수 있는 무거운 별을 형성할 수 있을 것으로 추정된다.
같이 보기

초신성 관측의 역사
초신성 핵합성
초신성잔해
중심핵붕괴를 일으키기 직전의 무겁고 진화한 별의 양파와 같은 층상 구조를 대략적으로 표현한 그림.
무겁고 진화한 별에서, (a) 각각 단일 원소로 이루어진 양파 구조의 껍질에서 핵융합이 발생하여 니켈-철 중심핵을 형성한다. (b) 중심핵이 찬드라세카르 질량에 이르게 되면 붕괴가 시작된다. 중심핵의 안쪽 부분은 압축되어 중성자가 되며 (c) 그 위에서 떨어지는 물질들을 튕겨나가게 만든다. (d) 그리고 바깥으로 충격파(적색)가 전파된다. 충격파가 멎기 시작하지만 (e) 중성미자의 상호작용으로 다시 활기를 띠게 되어 주변 물질이 폭발로 날아가버린다. (f) 그 자리에는 축퇴된 잔해만이 남게 된다.
II-L형 및 II-P형에 대한 광도 곡선의 특징적인 형태를 보여주는 그래프
김국진

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김국진(2018년)
출생: 1965년 2월 6일(1965-02-06)(60세) 대한민국 강원도 인제군 인제읍 남북리
국적: 대한민국
활동 영역: 희극 배우, 방송인
활동 기간: 1991년 ~ 현재
소속사: 라인엔터테인먼트
배우자: 강수지
종교: 천주교
수상: 1991년 제1회 KBS 대학개그제 동상 2020년 MBC 방송연예대상 공로상
김국진(金國鎭, 1965년 2월 6일 ~ )은 대한민국의  희극인, 방송인이다.
학력

인제남초등학교 졸업 (1978년)
반포중학교 졸업 (1981년)
인창고등학교 졸업 (1984년)
경기대학교 영어영문학과 (85학번)