Siêu tân tinh
Các mô hình hiện nay > Sao tiền siêu tân tinh

Sơ đồ phân loại siêu tân tinh có liên hệ chặt với loại sao ở thời điểm suy sụp hấp dẫn lõi. Sự xuất hiện của mỗi loại siêu tân tinh phụ thuộc lớn vào độ kim loại và do đó là tuổi của thiên hà chủ.
Siêu tân tinh loại Ia có nguồn gốc từ sao lùn trắng trong hệ đôi và xảy ra ở mọi loại thiên hà. Siêu tân tinh sụp đổ hấp dẫn lõi chỉ được tìm thấy trong các thiên hà hiện tại hoặc gần đây đang trải qua quá trình hình thành sao, vì chúng có nguồn gốc từ những ngôi sao lớn có thời gian hoạt động ngắn. Chúng chủ yếu được tìm thấy ở các thiên hà xoắn ốc loại Sc, nhưng cũng xuất hiện ở nhánh của các thiên hà xoắn ốc loại khác và ở thiên hà vô định hình, đặc biệt là thiên hà bùng nổ sao.
Các loại Ib/c và II-L và phần lớn loại IIn, siêu tân tinh được cho là chỉ xảy ra từ các ngôi sao có độ kim loại gần bằng với của Mặt Trời dẫn đến sự mất khối lượng lớn từ ngôi sao nặng, do đó chúng ít phổ biến ở các thiên hà xa hơn và già hơn.
Bảng dưới liệt kê các sao tiền siêu tân tinh cho các loại siêu tân tinh suy sụp hấp dẫn lõi chính và ước lượng xấp xỉ tỷ lệ quan sát chúng trong các thiên hà lân cận.
| Loại | Sao tiền siêu tân tinh | Tỷ lệ |
| --- | --- | --- |
| Ib | WC Wolf–Rayet hoặc sao heli | 9,0% |
| Ic | WO Wolf–Rayet | 17,0% |
| II-P | Sao siêu khổng lồ | 55,5% |
| II-L | Sao siêu khổng lồ với lớp vỏ hiđrô đã cạn | 3,0% |
| IIn | Sao siêu khổng lồ trong một đám mây dày đặc chứa vật chất bị đẩy ra (như sao khổng lồ xanh biến đổi LBV) | 2,4% |
| IIb | Sao siêu khổng lồ với lớp vỏ hiđrô đã cạn gần hết (bị tước bởi sao đồng hành?) | 12,1% |
| IIpec | Sao siêu khổng lồ xanh? | 1,0% |
Có một số khó khăn trong việc tương thích giữa mô hình và quan sát tiến hóa sao dẫn đến siêu tân tinh suy sụp lõi. Các sao siêu khổng lồ đỏ được cho là sao tiền siêu tân tinh ở hầu hết các vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi và chúng đã được quan sát nhưng với khối lượng và độ sáng tương đối thấp, nhỏ hơn tương ứng 18 M☉ và 100.000 L. Đa phần không phát hiện được sao tiền siêu tân tinh loại II và phải coi là tương đối mờ và có lẽ khối lượng thấp hơn. Hiện nay có đề xuất cho rằng sao siêu khổng lồ đỏ với khối lượng cao hơn sẽ không phát nổ thành siêu tân tinh, nhưng tiến triển ngược lại thành sao có nhiệt độ nóng hơn. Một vài sao tiền siêu tân tinh loại IIb đã được xác nhận và chúng là các sao siêu khổng lồ loại K và loại G và một sao siêu khổng lồ loại A. Sao siêu khổng lồ vàng hoặc LBV cũng được cho là sao tiền siêu tân tinh loại IIb và hầu hết các loại siêu tân tinh loại IIb đủ gần đã chỉ ra dấu hiệu của các sao tiền siêu tân tinh.
Chỉ cho đến vài thập kỷ trước, các sao siêu khổng lồ không được xem là sẽ phát nổ, nhưng nhờ các quan sát mà đã làm thay đổi quan điểm. Sao siêu khổng lồ xanh lam chiếm tỷ lệ cao ngoài mong đợi về số lượng các sao tiền khởi được xác nhận, một phần vì độ sáng cao của nó và dễ dàng phát hiện, trong khi chưa có một sao Wolf–Rayet từng được xác nhận. Các mô hình đã gặp phải khó khăn trong việc giải thích cách mà sao siêu khổng lồ xanh lam mất đủ khối lượng để đạt tới suy sụp lõi mà không tiến triển sang giai đoạn tiến hóa khác. Một nghiên cứu đã chỉ ra một lộ trình có thể xảy ra đối với sao biến đổi xanh lam sáng mà tiến triển thành sao siêu khổng lồ độ sáng thấp rồi tiến tới suy sụp lõi, mà phần lớn trở thành siêu tân tinh loại IIn. Một vài ví dụ cho các sao tiền khởi nóng sáng của siêu tân tinh loại IIn đã được phát hiện: SN 2005gy và SN 2010jl dường như phát nổ từ những sao khối lượng lớn và sáng, nhưng nằm ở rất xa; và SN 2009ip có sao tiền khởi với độ sáng rất cao mà dường như là một sao biến đổi xanh lam (LBV), nhưng hiện lên là siêu tân tinh bất thường mà bản chất chính xác của nó vẫn gây tranh cãi.
Sao tiền siêu tân tinh loại Ib/c vẫn chưa được phát hiện và những giới hạn về độ sáng có thể của chúng thường thấp hơn so với của các sao WC. Các sao WO cực kỳ hiếm và độ sáng biểu kiến tương đối mờ, do vậy khó có thể nói rằng liệu đang thiếu những sao tiền siêu tân tinh loại này hay là chúng vẫn chưa được phát hiện. Sao tiền siêu tân tinh rất sáng vẫn chưa được phát hiện chắc chắn, mặc dù nhiều siêu tân tinh đã được quan sát nằm ở gần giúp cho chụp ảnh rõ hơn những sao tiền khởi này. Mô hình phân bố số lượng cho thấy các siêu tân tinh loại Ib/c đã quan sát có thể được tái tạo lại bằng tập hợp các sao với những sao khối lượng lớn và những sao đã bị mất lớp bao ngoài bởi tương tác trong hệ đôi. Việc tiếp tục thiếu bằng chứng về sao tiền khởi của siêu tân tinh loại Ib và Ic có thể là do phần lớn các sao khối lượng lớn suy sụp hấp dẫn trực tiếp thành lỗ đen mà không phát sáng ra ngoài. Hầu hết những siêu tân tinh này có nguồn gốc từ các sao heli khối lượng nhỏ hơn và độ sáng yếu hơn trong hệ đôi. Một số nhỏ có thể có nguồn gốc từ các sao khối lượng lớn quay rất nhanh, mà dường như là nguồn gốc cho các sự kiện loại Ic-BL năng lượng cao và đi kèm với các chớp gamma dài.