按照教科书的定义，超新星分类似乎应该是个很简单的事情：根据光谱中氢线的有无分为I、II两大类；其中I型中，有硅线的是Ia型，无硅线有氦线的是Ib型，无硅线无氦线的是Ic型。按照起源，II型与Ib、Ic型都是大质量恒星生命终结之时的坍缩产物；而Ia型则是白矮星在质量超过钱德拉塞卡极限后的结果。这也是超新星分类给人留下的最普遍的印象。不过实际情况并没有这样简单，而本文的目的就是要揪一揪超新星的子类。

下面从传统分类法说起。这一体系最早是由Rudolph Minkowski在1941年提出的。当时超新星这个概念也只有几年的历史，人们对其前身所知甚少，所以也只能从仅有的观测事实入手（今天这种情形似乎又在哪里再次出现了？不扯开了，否则就扯远了）。同期Fritz Zwicky还认为存在III、IV和V型等额外分类，不过由于这些是基于个案提出的，不具备普遍性，所以没有流行开来，后来这3类一般都被归入II型之中。至于I型的子类，一直到20世纪80年代才被确立。

如前所述，I、II这两类的基本区分依据是氢线的有无，II型的突出特征是光谱中存在氢元素的巴尔末线系。II型、Ib型和Ic型超新星都起源于大质量恒星坍缩，前身星质量下限在太阳质量的8倍左右。一般认为它们表现出截然不同的光谱特征的原因是，Ib型超新星的前身星要么因为质量更大，要么因为处在双星系统中，强烈的星风或者相互作用已经让恒星表面的氢包层损失殆劲；而Ic型的前身星连氦包层也损失掉了，所以对应元素自然就不能在光谱中表现出来。除了氦线的区别，一般Ic型的氧元素允许线还比Ib型更强，Ib型的各向同性程度则更高。至于光变行为，传统上说Ib型一般衰减速率普遍较慢，Ic型快慢兼而有之，不过其中也有例外。在观测中，Ib/c型超新星较难区分，因此经常被统称为Ibc型。

Ia、Ib、Ic与II型超新星的典型光谱。（图片来源：）

Ia型超新星却要稍微麻烦些。虽说所有的Ia型超新星都具备无氢线有硅线的光谱特征，其他谱线却具备多样性。由于这类超新星峰值{jd1}星等基本固定在-19.3附近，更且有联系峰值光度与随后衰减行为的菲利普斯关系，一直以来它们都被作为宇宙学标准烛光使用，所以这一点会不会影响其标准性也就成为了研究者困惑的问题。好在最近的模拟工作表明，这种多样性可以归结为观测不对称爆发的视角，在一定程度上化解了困惑。BTW，关于Ia型超新星的起源，现在看来并非是白矮星的质量超过钱德拉塞卡极限，而是源于质量接近极限时由于核心温度过高引发的爆燃。当然，双白矮星的并合也是可能机制之一，不过这种情况的比例相对较少。

不同视角看到的不对称Ia型超新星爆发所见的情况，可见物质组成和密度有很大区别（图片提供：MPA）

接下来的问题就是II型有没有子类？答案当然是有。II型超新星可以进一步分为II-P型、II-L型与IIn型。这里前两种都以光变曲线为分类指标，P指平台（plateau），顾名思义其光变曲线中存在缓变部分，典型的光度衰减速率是每天0.0008个星等；而L是“线性（linear）”的缩写，光变曲线的衰减呈线性形式，每天亮度减暗0.012个星等。除了光变行为，这两类超新星的峰值光度也不尽相同：II-L型一般是比Ia型暗上2.5个星等，而II-P型则弥散较大，不过二者之间没有明显的光谱差异，只是II-L型的子型IId型显示有双重天鹅座P型光谱特征（因存在物质外流产生的谱线特征）。

IIn则是以光谱为区分依据，谱中存在多种速度成分的狭窄氢发射线，这意味着抛出物的速度较慢，约每秒1000公里。作为比较，一般的II型超新星都是宽线，对应速度每秒几千公里。另外还有一类更加特殊的IIb型，以SN 1987K和SN 1993J为代表，光谱开始接近于II型，后来随着时间推移，氦线逐渐增强，氢线逐渐消失，反而更类似Ib型。

至于起源？一般将II-L和II-P型的差异归结为氢包层。对于II-P型超新星来说，爆发后前身星外包层不透明度的变化带来了光变曲线中的平台结构。当爆发冲击波扫过包层时，会将其中的物质加热并电离。电离氢的不透明度比中性氢更大，这会阻止星体内部的辐射逃逸。稍后，这些电离氢因冷却而由外到内发生再复合，让更靠内的辐射穿出。在此过程中，电离区逐渐缩小，而再复合温度基本保持不变，对应的就是平台区了，其所持续的长度主要取决于氢包层厚度，再复合完毕后，光变行为也就由放射性元素衰变来主导了。而由于II-L型的前身星氢包层质量要得多（1倍太阳质量左右，作为比较，II-P型包层特征质量10倍于太阳），自然也就没有这种变化，平台也不复存在了。根据观测，II型超新星以II-P型占{jd1}主导，确切地说在所有起源于大质量恒星核心坍缩的超新星中，II-P型也是大多数。

II-P型和II-L型超新星的光变曲线示意（图片来源：）

IIb型是在演化过程中损失了绝大部分的氢包层。爆发过后，随着抛出物质的膨胀，最外一层氢层愈发透明，显露出深层物质，从而改变了光谱。这类特殊的II型超新星发生在双星系统中。而IIn型，则有说是爆发抛射物与致密星周介质作用强烈的产物。

I型超新星还另有花样。比如Ic型有一个子类名为Ic-BL型，光谱中的谱线比普通Ic型超新星来得更宽，爆发动能也更大，据信与伽玛射线暴成协，所谓超超新星（hypernova）是也。在I、II两大类之外，另有异数存在，统称“pec”，也就是“peculiar”，比如兼有Ia和Ib/c型特征的SN1993R。

其实真实的超新星也不是都遵循标准的谱线形态和光变行为，比如下图是SN 1987A的光变曲线与各种超新星标准光变曲线的比较：

图片来源：

除了上面所说的分类，近年还涌现出种种新的分类，包括前身星质量超大且破坏力超强的粒子对不稳定超新星、前身白矮星并未xx被摧毁的低光度超新星等。所以超新星的谱系最终能写到多长，还要取决于未来的观测。