stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Arcade (bài hát)
Danh sách bài hát

| Tải kỹ thuật số> STT | Tải kỹ thuật số> Nhan đề | Tải kỹ thuật số> Thời lượng |
| --- | --- | --- |
| 1. | "Arcade" | 3:03 |
| Tải kỹ thuật số – acoustic> STT | Tải kỹ thuật số – acoustic> Nhan đề | Tải kỹ thuật số – acoustic> Thời lượng |
| --- | --- | --- |
| 1. | "Arcade" (acoustic version) | 3:19 |
| Đĩa than 7-inch> STT | Đĩa than 7-inch> Nhan đề | Đĩa than 7-inch> Thời lượng |
| --- | --- | --- |
| 1. | "Arcade" | 3:03 |
| 2. | "Arcade" (acoustic version) | 3:19 |
| Tải kỹ thuật số – song ca> STT | Tải kỹ thuật số – song ca> Nhan đề | Tải kỹ thuật số – song ca> Thời lượng |
| --- | --- | --- |
| 1. | "Arcade" (ft. Fletcher) | 3:07 |
| Tải kỹ thuật số – Sam Feldt remix> STT | Tải kỹ thuật số – Sam Feldt remix> Nhan đề | Tải kỹ thuật số – Sam Feldt remix> Thời lượng |
| --- | --- | --- |
| 1. | "Arcade (Sam Feldt remix)" | 2:33 |
Chứng nhận

| Quốc gia | Chứng nhận | Số đơn vị/doanh số chứng nhận |
| --- | --- | --- |
| Úc (ARIA) | Bạch kim | 70.000 |
| Áo (IFPI Áo) | Bạch kim | 30.000 |
| Bỉ (BEA) | Bạch kim | 40.000 |
| Canada (Music Canada) | Bạch kim | 80.000 |
| Đan Mạch (IFPI Đan Mạch) | Vàng | 45.000 |
| Ý (FIMI) | Vàng | 35.000 |
| México (AMPROFON) | Bạch kim | 60.000 |
| Hà Lan (NVPI) | 4× Bạch kim | 80.000 |
| Na Uy (IFPI) | Vàng | 30.000 |
| Ba Lan (ZPAV) | 3× Bạch kim | 0 |
| Bồ Đào Nha (AFP) | Bạch kim | 10.000 |
| Anh Quốc (BPI) | Bạc | 200.000 |
| Hoa Kỳ (RIAA) | Bạch kim | 1.000.000 |
Streaming
| Hy Lạp (IFPI Hy Lạp) | Vàng | 1.000.000 |
| Thụy Điển (GLF) | Vàng | 4.000.000 |
  Chứng nhận dựa theo doanh số tiêu thụ+phát trực tuyến.  Chứng nhận dựa theo doanh số phát trực tuyến.
Kalavai

| Kalavai |
| --- | --- |
Kalavai
Quốc gia:  Ấn Độ
Bang: Tamil Nadu
Độ cao: 138 m (453 ft)
Dân số (2001)
 • Tổng cộng: 9.761
Múi giờ: UTC+05:30
Mã điện thoại: 417342
Kalavai là một thị xã panchayat của quận Vellore thuộc bang Tamil Nadu, Ấn Độ.
Địa lý

Kalavai có vị trí 12°46′B 79°25′Đ﻿ / ﻿12,77°B 79,42°Đ﻿ / 12.77; 79.42 Nó có độ cao trung bình là 138 mét (452 feet).
Nhân khẩu

Theo điều tra dân số năm 2001 của Ấn Độ, Kalavai có dân số 9761 người. Phái nam chiếm 49% tổng số dân và phái nữ chiếm 51%. Kalavai có tỷ lệ 68% biết đọc biết viết, cao hơn tỷ lệ trung bình toàn quốc là 59,5%: tỷ lệ cho phái nam là 77%, và tỷ lệ cho phái nữ là 59%. Tại Kalavai, 11% dân số nhỏ hơn 6 tuổi.
Neelagiri

| Neelagiri |
| --- | --- |
Neelagiri
Quốc gia:  Ấn Độ
Bang: Tamil Nadu
Dân số (2001)
 • Tổng cộng: 11,046
Múi giờ: UTC+05:30
Mã điện thoại: 04362
Neelagiri là một thị xã panchayat của quận Thanjavur thuộc bang Tamil Nadu, Ấn Độ.
Nhân khẩu

Theo điều tra dân số năm 2001 của Ấn Độ, Neelagiri có dân số 11.046 người. Phái nam chiếm 50% tổng số dân và phái nữ chiếm 50%. Neelagiri có tỷ lệ 78% biết đọc biết viết, cao hơn tỷ lệ trung bình toàn quốc là 59,5%: tỷ lệ cho phái nam là 83%, và tỷ lệ cho phái nữ là 73%. Tại Neelagiri, 10% dân số nhỏ hơn 6 tuổi.
Kallukuttam

| Kallukuttam |
| --- | --- |

Kallukuttam
Quốc gia:  Ấn Độ
Bang: Tamil Nadu
Dân số (2001)
 • Tổng cộng: 16,662
Múi giờ: UTC+05:30
Kallukuttam là một thị xã panchayat của quận Kanniyakumari thuộc bang Tamil Nadu, Ấn Độ.
Nhân khẩu

Theo điều tra dân số năm 2001 của Ấn Độ, Kallukuttam có dân số 16.662 người. Phái nam chiếm 50% tổng số dân và phái nữ chiếm 50%. Kallukuttam có tỷ lệ 81% biết đọc biết viết, cao hơn tỷ lệ trung bình toàn quốc là 59,5%: tỷ lệ cho phái nam là 83%, và tỷ lệ cho phái nữ là 79%. Tại Kallukuttam, 10% dân số nhỏ hơn 6 tuổi.
Biểu diễn tri thức và suy luận

Lĩnh vực của trí tuệ nhân tạoBản mẫu:SHORTDESC:Lĩnh vực của trí tuệ nhân tạo
Biểu diễn tri thức và suy luận (Knowledge representation and reasoning, KRR, KR&R, KR²) là lĩnh vực của trí tuệ nhân tạo (AI) tập trung vào việc biểu diễn thông tin về thế giới dưới dạng mà hệ thống máy tính có thể sử dụng để giải quyết các nhiệm vụ phức tạp như chẩn đoán y khoa hoặc đối thoại bằng ngôn ngữ tự nhiên. Biểu diễn tri thức kết hợp các phát hiện từ tâm lý học về cách con người giải quyết vấn đề và biểu diễn tri thức, nhằm thiết kế các phương thức giúp cho việc xây dựng các hệ thống phức tạp trở nên dễ dàng hơn. Biểu diễn tri thức và suy luận cũng kết hợp các phát hiện từ logic để tự động hóa các loại suy luận khác nhau.
Các phương thức biểu diễn tri thức bao gồm mạng ngữ nghĩa, khung, luật lệ, chương trình logic và bản thể học. Ví dụ về các động cơ suy luận tự động bao gồm các động cơ suy luận, hệ thống chứng minh định lý, các trình sinh mô hình và các bộ phân loại.
Long Thạnh, Giồng Riềng

Đối với các định nghĩa khác, xem Long Thạnh.
Long Thạnh là một xã thuộc huyện Giồng Riềng, tỉnh Kiên Giang, Việt Nam.
Địa lý

Xã Long Thạnh nằm ở phía tây huyện Giồng Riềng, có vị trí địa lý:
Phía đông giáp thị trấn Giồng Riềng và các xã Vĩnh Thạnh, Bàn Thạch
Phía tây, nam giáp huyện Gò Quao
Phía bắc giáp huyện Châu Thành.
Xã Long Thạnh có diện tích 44,23 km², dân số năm 2020 là 18.416 người, mật độ dân số đạt 416 người/km².
Hành chính

Xã Long Thạnh được chia thành 10 ấp: Bến Nhất, Cây Bàng, Cỏ Khía, Đồng Tràm, Đường Gỗ Lộ, Đường Gỗ Vàm, Đường Xuồng, Năm Hải, Ngã Con, Xẻo Chác.
Lịch sử

Sau năm 1975, Long Thạnh là một xã thuộc huyện Giồng Riềng.
Ngày 27 tháng 9 năm 1983, Hội đồng Bộ trưởng ban hành Quyết định số 107-HĐBT về việc chia xã Long Thạnh thành 2 xã lấy tên là xã Long Thạnh và xã Long An.
Ngày 31 tháng 5 năm 1991, Ban Tổ chức Chính phủ ban hành Quyết định số 288-TCCP về việc sáp nhập xã Long An vào xã Long Thạnh.
Chú thích

↑  92/1988/QĐ-HĐBT
1 2  Ban chỉ đạo Tổng điều tra dân số và nhà ở trung ương. “Dân số đến 31 tháng 12 năm 2020 - tỉnh Kiên Giang” (PDF). Bản gốc (PDF) lưu trữ ngày 5 tháng 10 năm 2021. Truy cập ngày 27 tháng 1 năm 2021.
↑  Tổng cục Thống kê
↑  “Danh mục Ấp, khu phố (Danh mục thống kê + DM HÀNH CHÍNH KIÊN GIANG)”. Cục thống kê tỉnh Kiên Giang. 28 tháng 7 năm 2014. Bản gốc lưu trữ ngày 27 tháng 6 năm 2022. Truy cập ngày 29 tháng 10 năm 2021.
↑  “Quyết định 107-HĐBT về việc phân vạch địa giới một số xã, phường và thị trấn Kiến Lương thuộc tỉnh Kiên Giang”. Thư viện pháp luật. 27 tháng 9 năm 1983. Truy cập 16 tháng 8 năm 2015.
↑  Quyết định số 288-TCCP điều chỉnh địa giới một số xã, phường thuộc thị xã Rạch Giá và các huyện An Minh, Giồng Riềng, Vĩnh Thuận, tỉnh Kiên Giang
Champhai

| Champhai |
| --- | --- |

Champhai
Quốc gia:  Ấn Độ
Bang: Mizoram
Dân số (2001)
 • Tổng cộng: 26,430
Múi giờ: UTC+05:30
Mã điện thoại: 03831
Champhai là một thị trấn thống kê (census town) của quận Champhai thuộc bang Mizoram, Ấn Độ.
Nhân khẩu

Theo điều tra dân số năm 2001 của Ấn Độ, Champhai có dân số 26.430 người. Phái nam chiếm 50% tổng số dân và phái nữ chiếm 50%. Champhai có tỷ lệ 80% biết đọc biết viết, cao hơn tỷ lệ trung bình toàn quốc là 59,5%: tỷ lệ cho phái nam là 81%, và tỷ lệ cho phái nữ là 79%. Tại Champhai, 15% dân số nhỏ hơn 6 tuổi.
Siêu tân tinh
Quy ước đặt tên

Các khám phá siêu tân tinh được thông báo tới Trung tâm văn phòng điện tín thiên văn học (Central Bureau for Astronomical Telegrams) của Hiệp hội Thiên văn Quốc tế, mà ở đây sẽ gửi ra thông báo đến các nhà thiên văn về tên gọi chính thức cho một siêu tân tinh. Tên gọi được gán bắt đầu bằng SN theo sau bởi năm khám phá và các hậu tố với một hoặc hai chữ cái. Có 26 siêu tân tinh trong một năm được định danh với một chữ cái viết hoa từ A đến Z. Các sự kiện xảy ra sau đó được gán bằng hai chữ viết thường: aa, ab và tiếp tục như vậy. Ví dụ, SN 2003C là tên gọi định danh của siêu tân tinh được phát hiện lần thứ 3 trong năm 2003. Siêu tân tinh phát hiện cuối cùng trong năm 2005 là SN 2005nc và nó là siêu tân tinh thứ 367 được tìm thấy trong năm này. Kể từ năm 2000, các nhà thiên văn nghiệp dư và chuyên nghiệp đã phát hiện vài trăm siêu tân tinh mỗi năm (572 trong năm 2007, 261 trong năm 2008, 390 trong năm 2009; 231 trong năm 2013).
Các siêu tân tinh được biết đến trong lịch sử được định danh đơn giản theo năm phát hiện: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (gọi là Sao mới Tycho) và SN 1604 (Sao Kepler). Kể từ năm 1885 định danh có thêm chữ cái đã được sử dụng, ngay cả khi nếu trong năm đó chỉ có 1 siêu tân tinh được phát hiện (ví dụ SN 1885A, SN 1907A, v.v.) – và điều này xảy ra lần cuối cùng với sự kiện SN 1947A. SN (viết tắt cho "SuperNova") là tiền tố chuẩn. Cho đến tận năm 1987, định danh với hai chữ viết hậu tố hiếm khi được sử dụng; tuy nhiên bắt đầu từ năm 1988, định danh siêu tân tinh đã phải cần thiết sử dụng đến nó.
Phân loại > Loại I

Siêu tân tinh loại I là loại mà ở quang phổ không xuất hiện vạch phổ của hiđrô. Loại I được chia thành các nhóm con dựa trên đặc điểm quang phổ của chúng, trong đó loại Ia có một vạch hấp thụ mạnh của ion nguyên tử silic. Siêu tân tinh loại I không có vạch phổ rõ ràng này được phân thành loại Ib và Ic, với loại Ib có các vạch phổ mạnh của nguyên tử heli trung hòa và loại Ic không có các vạch này. Đường cong cường độ ánh sáng của các loại có hình dạng tương tự nhau, mặc dù loại Ia nói chung sáng hơn ở thời điểm cường độ đạt cực đại, nhưng đường cong ánh sáng chỉ là thứ yếu trong phân loại siêu tân tinh loại I.
Một số ít sự kiện siêu tân tinh loại Ia thể hiện các đặc điểm bất thường như có độ sáng không bình thường hoặc có đường cong cường độ ánh sáng kéo dài và chúng thường được phân loại theo như sự kiện có đặc điểm tương tự xảy ra lần đầu tiên. Ví dụ, SN 2008ha có độ sáng yếu được phân loại theo như giống với SN 2002cx hoặc loại Ia-2002cx.
Một phần nhỏ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ic có đường cong cường độ ánh sáng kéo dài nhiều và trong quang phổ có thêm các vạch phát xạ và là dấu hiệu cho thấy vật chất bắn ra với vận tốc rất lớn. Chúng được nhóm thành loại Ic-BL hoặc Ic-bl.
Phân loại > Loại II

Trong quang phổ siêu tân tinh loại II xuất hiện vạch hiđrô. Loại này cũng được chia thành các loại nhỏ hơn. Trong khi hầu hết siêu tân tinh loại II thể hiện các vạch quang phổ phát xạ phân bố rất rộng mà ám chỉ vận tốc giãn nở của vật chất phóng ra lên tới vài nghìn kilômét trên giây, thì một số khác, ví dụ như SN 2005gl, có đặc điểm vạch quang phổ tương đối hẹp. Chúng được xếp vào loại IIn, trong đó 'n' viết tắt cho 'narrow'.
Một số siêu tân tinh, như SN 1987K và SN 1993J, thể hiện có sự thay đổi: ở thời gian đầu quang phổ của chúng có các vạch hiđrô, nhưng sau đó từ vài tuần đến vài tháng, các vạch quang phổ heli trở lên nổi trội hơn hẳn. Thuật ngữ siêu tân tinh "loại IIb" được sử dụng để miêu tả các vụ nổ có các đặc điểm kết hợp giữa loại II và loại Ib.
Đối với siêu tân tinh loại II thông thường, mà quang phổ chứa đa số vạch hiđrô phân bố rộng và vẫn còn xuất hiện ở giai đoạn cuối của vụ nổ, được phân loại dựa trên hình dáng của đường cong cường độ ánh sáng. Loại phổ biến nhất có đường đồ thị cường độ đi ngang (hay cao nguyên, "plateau") ngay sau khi độ sáng đạt cực đại mà độ sáng biểu kiến gần như không thay đổi trong nhiều tháng trước khi bắt đầu mờ dần. Chúng được phân thành loại II-P khi có đặc điểm cao nguyên này (plateau). Ít phổ biến hơn là siêu tân tinh loại II-L mà không có đường cao nguyên (palteau) đặc trưng này. Chữ "L" viết tắt của "linear" (tuyến tính) mặc dù đường cong cường độ ánh sáng không thực sự là một đường thẳng.
Những siêu tân tinh có quang phổ không phù hợp với những loại trên được phân vào nhóm dị thường, hay viết tắt là 'pec'.
Phân loại > Loại III, IV và V

Fritz Zwicky đã định nghĩa thêm một số loại siêu tân tinh, mặc dù ông dựa trên một số rất ít các sự kiện có tham số mà không khớp thỏa đáng với siêu tân tinh loại I hoặc loại II. SN 1961i ở thiên hà NGC 4303 là loại nguyên mẫu và cho tới nay là sự kiện duy nhất trong nhóm siêu tân tinh loại III, có đặc trưng đường cong cường độ ánh sáng mở rộng cực đại và các vạch hiđrô trong dãy Balmer phân bố rộng xuất hiện chậm theo thời gian trong quang phổ quan sát được. SN 1961f ở thiên hà NGC 3003 là loại nguyên mẫu và cho tới nay là sự kiện duy nhất trong nhóm siêu tân tinh loại IV, với đường cong cường độ ánh sáng giống tương tự như của siêu tân tinh loại II-P, nhưng xuất hiện các vạch phổ hấp thụ hiđrô còn các vạch phổ phát xạ hiđrô lại rất yếu. Loại V được sử dụng cho sự kiện SN 1961V thuộc thiên hà NGC 1058, một siêu tân tinh mờ bất thường hoặc có thể đây là vụ nổ giả siêu tân tinh (supernova impostor) với tiến trình sáng lên chậm và đạt cực đại trong vài tháng, cùng với quang phổ phát xạ thu được bất thường. Tính chất tương tự của SN 1961V đối với sự kiện Bùng phát lớn ở hệ sao Eta Carinae (Eta Carinae Great Outburst) đã được các nhà thiên văn chú ý tới. Siêu tân tinh trong thiên hà M101 (năm 1909) và M83 (năm 1923 và 1957) cũng từng được đề xuất xếp vào siêu tân tinh loại IV hoặc loại V.
Ngày nay các loại kể trên có thể được xếp vào nhóm siêu tân tinh loại II dị thường, mà trong đó đã khám phá thêm nhiều sự kiện được phân loại vào nhóm này, mặc dù cuộc tranh luận liệu SN 1961V có thực sự là siêu tân tinh theo sau vụ bùng phát của sao khổng lồ xanh biến đổi sáng (Luminous blue variable star outburst) hay đây là sự kiện giả siêu tân tinh.
Các mô hình hiện nay

Các mã hiệu phân loại cho một siêu tân tinh ở trên có tính chất phân loại một cách tự nhiên: số loại miêu tả ánh sáng quan sát từ siêu tân tinh mà không cần thiết phản ánh nguyên nhân gây ra vụ nổ. Ví dụ, siêu tân tinh loại Ia tạo bởi sự kích hoạt bất thình lình phản ứng tổng hợp hạt nhân vượt giới hạn nhiệt ở sao lùn trắng, trong khi với kiểu quang phổ tương tự siêu tân tinh loại Ib/c hình thành bởi sự suy sụp hấp dẫn ở lõi sao Wolf–Rayet khối lượng lớn. Các đoạn sau tóm tắt các mô hình được cho là giải thích phù hợp nhất về các vụ nổ siêu tân tinh.
Các mô hình hiện nay > Phản ứng vượt giới hạn nhiệt

Bài chi tiết: Siêu tân tinh loại Ia
Một sao lùn trắng khi tích tụ đủ vật chất từ một sao đồng hành thì nhiệt độ trong lõi của nó sẽ đạt tới mức đủ để kích hoạt phản ứng tổng hợp cacbon, ở điểm trải qua phản ứng tổng hợp hạt nhân vượt giới hạn nhiệt, phá hủy hoàn toàn ngôi sao gốc. Có ba khả năng miêu tả bằng lý thuyết cho vụ nổ này: hoặc là sự bồi tụ ổn định vật chất từ ngôi sao đồng hành, hoặc hai sao lùn trắng va chạm, hoặc sự bồi tụ khiến kích hoạt phản ứng hạt nhân ở lớp vỏ của sao. Cơ chế nào nổi bật và chiếm chủ yếu trong ba cơ chế miêu tả siêu tân tinh loại Ia vẫn còn chưa được biết rõ ràng. Mặc dù chưa biết cụ thể siêu tân tinh loại Ia được tạo ra như thế nào, các siêu tân tinh loại Ia có những tính chất rất đồng đều và chúng có ích để làm những ngọn nến chuẩn trong xác định khoảng cách đến các thiên hà. Cũng cần phải thực hiện một số hiệu chuẩn để bù lại cho sự thay đổi dần dần trong tính chất hoặc độ sáng bất thường ở những tần số khác nhau của những siêu tân tinh có độ dịch chuyển đỏ cao và cho những biến thiên nhỏ trong độ sáng xác định từ đường cong cường độ ánh sáng hoặc từ quang phổ.
Các mô hình hiện nay > Phản ứng vượt giới hạn nhiệt > Loại la thông thường

Có một vài tiến trình dẫn đến sự hình thành siêu tân tinh loại Ia, nhưng đằng sau những tiến trình này thì chúng có chung một cơ chế. Nếu một sao lùn trắng chứa cacbon-oxy bồi tụ đủ vật chất đạt tới giới hạn Chandrasekhar vào khoảng 1,44 lần khối lượng Mặt Trời (M) (đối với ngôi sao không quay), nó sẽ không còn chịu được sức nặng bản thân duy trì bởi áp suất lượng tử của electron và bắt đầu sụp đổ. Tuy nhiên, quan điểm hiện nay cho rằng giới hạn này bình thường không đạt tới được; sự gia tăng nhiệt độ và mật độ bên trong lõi đã bắt đầu kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân khi khối lượng sao tiệm cận tới giới hạn khối lượng (trong vòng nhỏ hơn 1%), trước khi bắt đầu sự sụp đổ.
Trong vòng vài giây, một lượng đáng kể vật chất trong sao lùn trắng tham gia vào phản ứng tổng hợp hạt nhân, giải phóng năng lượng (cỡ 1–2×1044 J) đủ để biến nó thành vụ nổ siêu tân tinh. Một đợt sóng xung kích được hình thành lan tỏa ra bên ngoài, với vận tốc đạt tới 5.000–20.000 km/s, hay gần bằng 3% tốc độ ánh sáng. Cường độ sáng phát ra cũng tăng lên đáng kể, đạt tới cấp sao tuyệt đối có giá trị −19,3 (hay sáng gấp 5 lần so với Mặt Trời), với biến thiên tương đối nhỏ.
Mô hình miêu tả cho sự hình thành của loại siêu tân tinh này đó là hệ sao đôi có quỹ đạo hẹp. Sao lớn hơn trước tiên trải qua bước tiến hóa ra khỏi sao trong dãy chính và thể tích nở rộng trở thành sao khổng lồ đỏ. Hai sao lúc này bao chung bởi một khối khí, khiến cho quỹ đạo của chúng dần dần bị thu hẹp lại. Ngôi sao khổng lồ tiếp đến đẩy ra hầu hết lớp vỏ khí ngoài cùng của nó, khối lượng mất đi cho đến khi lõi sao không còn đủ mật độ và nhiệt độ giảm xuống khiến phản ứng tổng hợp hạt nhân dừng lại. Ở thời điểm này nó trở thành một sao lùn trắng, thành phần chứa chủ yếu cacbon và oxy. Cuối cùng ngôi sao thứ hai cũng tiến hóa khỏi dãy chính để trở thành sao khổng lồ đỏ. Vật chất từ sao khổng lồ bị hút về phía sao lùn trắng ở gần, khiến cho khối lượng của nó tăng dần lên. Mặc dù những nét chủ yếu của mô hình cơ bản này được đông đảo các nhà vật lý thiên văn chấp nhận, nhưng chi tiết chính xác cho sự khởi phát và tạo thành các nguyên tố nặng trong vụ nổ vẫn còn chưa được rõ ràng.
Siêu tân tinh loại Ia đi kèm với một đường cong cường độ ánh sáng rất đặc trưng – đường cong biểu diễn cường độ sáng theo sau vụ nổ. Độ sáng này có nguồn gốc từ các giai đoạn phân rã phóng xạ của Ni-56 trở thành Co-56 rồi đến Fe-56. Các siêu tân tinh Ia loại thông thường có đỉnh nhọn cực đại trong đường cong cường độ ánh sáng rất giống nhau, đạt tới cấp sao tuyệt đối cỡ −19,3. Đặc điểm này cho phép các nhà thiên văn sử dụng siêu tân tinh như là một ngọn nến chuẩn thứ hai dùng để đo khoảng cách đến các thiên hà chứa chúng.
Các mô hình hiện nay > Phản ứng vượt giới hạn nhiệt > Loại Ia khác thường

Mô hình khác giải thích sự hình thành của siêu tân tinh loại Ia là sự va chạm sáp nhập của hai sao lùn trắng, với khối lượng kết hợp lại trong thời gian ngắn vượt giới hạn Chandrasekhar. Có rất nhiều tính chất biến thiên trong kiểu sự kiện này, trong nhiều trường hợp có thể không có vụ nổ siêu tân tinh và khả năng chúng sẽ có đường cong cường độ ánh sáng rộng hoặc hẹp hơn sơ với siêu tân tinh loại Ia thông thường.
Siêu tân tinh loại Ia sáng bất thường được cho là xảy ra khi sao lùn trắng đã sẵn có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar limit, có khả năng nhờ sự bất đối xứng trong hình dạng của nó, nhưng vật liệu phóng ra sẽ ít hơn động năng thông thường.
Không có sự phân chia loại con chính thức cho các siêu tân tinh loại Ia khác thường. Một số nhà thiên văn đã thử đề xuất ra một nhóm siêu tân tinh có độ sáng yếu hơn mà xảy ra ở một sao lùn trắng bồi tụ khí heli thành loại Iax. Loại siêu tân tinh này có thể không phải luôn phá hủy hoàn toàn sao lùn trắng gốc ban đầu và có thể để lại một sao thây ma (zombie star).
Một loại siêu tân tinh loại Ia khác thường đặc biệt khi ở quang phổ có xuất hiện vạch phát xạ của hiđrô cùng những nguyên tố khác, tạo ra quang phổ có dạng hỗn hợp giữa loại Ia bình thường và loại IIn. Ví dụ như ở SN 2002ic và SN 2005gj. Những siêu tân tinh này còn được phân loại thành loại Ia/IIn, loại Ian, loại IIa và loại IIan.
Các mô hình hiện nay > Suy sụp lõi > Loại II

Bài chi tiết: Siêu tân tinh loại II
Các ngôi sao với khối lượng ban đầu nhỏ hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời không bao giờ phát triển thành một lõi đủ lớn để dẫn tới quá trình suy sụp hấp dẫn và chúng tiến hóa theo con đường khác khi mất đi bầu khí quyển và trở thành sao lùn trắng. Các sao với khối lượng ít nhất bằng 9 M☉ (và có thể phải từ 12 M☉) tiến hóa theo tiến trình phức tạp, lần lượt đốt hạt nhân các nguyên tố nặng hơn ở những mức nhiệt độ nóng hơn bên trong lõi của nó. Ngôi sao trở thành có cấu trúc giống như một củ hành, với các hạt nhân càng dễ tổng hợp thì phản ứng xảy ra ở những vỏ lớn hơn (tương ứng với hạt nhân nhẹ hơn). Mặc dù được miêu tả phổ biến như là cấu trúc củ hành với một lõi sắt ở trong cùng, những lõi tiền siêu tân tinh với khối lượng thấp nhất chỉ chứa oxy-neon(-magnesi). Các sao tiệm cận nhánh khổng lồ (Asymptotic giant branch, trong biểu đồ Hertzsprung-Russell) có thể hình thành lên phần lớn các siêu tân tinh suy sụp lõi, mặc dù các siêu tân tinh ít sáng hơn và ít gặp hơn cũng đã được quan sát từ những sao gốc có khối lượng lớn hơn.
Nếu lõi suy sụp xuất hiện trong giai đoạn siêu khổng lồ khi ngôi sao vẫn còn có một lớp bao hiđrô, kết quả dẫn đến vụ nổ siêu tân tinh loại II. Tốc độ mất khối lượng cho sự phát sáng của sao phụ thuộc vào độ kim loại và độ sáng của nó. Những sao cực kỳ sáng với độ kim loại gần bằng của Mặt Trời sẽ mất toàn bộ hiđrô trước khi lõi của nó suy sụp và do đó sẽ không hình thành siêu tân tinh loại II. Với độ kim loại thấp hơn, mọi sao sẽ tới giai đoạn lõi suy sụp kèm theo một lớp bao hiđrô nhưng ở các sao có khối lượng đủ lớn thì nó sẽ suy sụp hấp dẫn trực tiếp thành lỗ đen mà không tạo thành siêu tân tinh phát ra ánh sáng.
Các ngôi sao với khối lượng ban đầu bằng 90 lần khối lượng Mặt Trời, hoặc thấp hơn một chút với độ kim loại cao, được dự đoán sẽ cho siêu tân tinh loại II-P mà chính là loại thường quan sát thấy nhất. Ở độ kim loại từ mức trung bình đến cao, các ngôi sao ở phạm vi khối lượng giới hạn trên sẽ mất hầu hết hiđrô khi suy sụp lõi xảy ra và kết quả cho siêu tân tinh loại II-L. Ở độ kim loại rất thấp, các sao khối lượng xung quanh 140–250 M☉ sẽ tới thời điểm sụp đổ lõi bởi sự mất ổn định cặp hạt electron-positron trong khi chúng vẫn còn bầu khí quyển chứa hiđrô và một lõi chứa hạt nhân oxy và kết quả cho vụ nổ siêu tân tinh loại II đặc trưng với một lượng lớn 56Ni bị bắn ra và độ sáng cao.