Resztka Supernowej, mgławica pozostawiona po supernowej, spektakularna eksplozja, w której gwiazda wyrzuca większość swojej masy w gwałtownie rozszerzającą się chmurę gruzu. W najjaśniejszej fazie eksplozji rozszerzająca się chmura promieniuje tyle samo energii w ciągu jednego dnia, co Słońce w ciągu ostatnich trzech milionów lat. Takie wybuchy zdarzają się mniej więcej co 50 lat w dużej galaktyce. Rzadko obserwowano je w Galaktyce Drogi Mlecznej, ponieważ większość z nich została ukryta przez zasłaniające chmury pyłu. Galaktyczne supernowe zaobserwowano w 1006 w toczniu, w 1054 w Byku, w 1572 r. W Kasjopei (nowa Tycho, nazwana na cześć Tycho Brahe, jej obserwatora), a wreszcie w 1604 r. W Wężach, zwana nową Keplera. Gwiazdy stały się wystarczająco jasne, aby były widoczne w ciągu dnia. Jedyną supernową gołym okiem, która miała miejsce od 1604 r., Była Supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana (galaktyka najbliższa Drodze Mlecznej), widoczna tylko z półkuli południowej. 23 lutego 1987 r. Niebieska nadolbrzymowa gwiazda rozjaśniła się, aby stopniowo stawać się trzeciej wielkości, łatwo widoczna w nocy, a następnie była obserwowana w każdym paśmie długości fali dostępnym dla naukowców. Widmo wykazało, że linie wodoru rozszerzają się z prędkością 12 000 km na sekundę, a następnie długi okres powolnego spadku. Istnieje 270 znanych pozostałości po supernowych, prawie wszystkie obserwowane przez ich silną emisję radiową, która może przenikać zaciemniający pył w galaktyce.
Resztki supernowej są bardzo ważne dla struktury galaktyk. Są głównym źródłem ogrzewania gazu międzygwiezdnego za pomocą turbulencji magnetycznej i gwałtownych wstrząsów, które wytwarzają. Są głównym źródłem większości ciężkich pierwiastków, od tlenu wzwyż. Jeśli eksplodująca masywna gwiazda nadal znajduje się w obłoku molekularnym, w którym się utworzyła, rozszerzająca się pozostałość może ściskać otaczający gaz międzygwiezdny i wyzwalać kolejne powstawanie gwiazd. Pozostałości zawierają silne fale uderzeniowe, które tworzą włókna materiału emitującego fotony promieniowania gamma o energii do 10 14 elektronowoltów i przyspieszające elektrony i jądra atomowe do energii promieniowania kosmicznego, od 10 9 do 10 15 woltów elektronów na cząsteczkę. W sąsiedztwie Słońca promienie kosmiczne przenoszą tyle samo energii na metr sześcienny, co światło gwiazdy w płaszczyźnie galaktyki, i przenoszą ją na tysiące lat świetlnych ponad płaszczyzną.
Duża część promieniowania z pozostałości po supernowych to promieniowanie synchrotronowe, które jest wytwarzane przez elektrony spiralne w polu magnetycznym z prędkością prawie światła. Promieniowanie to znacznie różni się od emisji elektronów poruszających się z niskimi prędkościami: jest (1) silnie skoncentrowane w kierunku do przodu, (2) rozłożone na szeroki zakres częstotliwości, przy czym średnia częstotliwość rośnie wraz z energią elektronu, oraz (3) silnie spolaryzowane. Elektrony o wielu różnych energiach wytwarzają promieniowanie o zasadniczo wszystkich długościach fal, od radia przez podczerwień, optyczne i ultrafioletowe aż po promieniowanie X i gamma.
Około 50 resztek supernowych zawiera pulsary, wirujące pozostałości gwiazdy neutronowej z poprzedniej masywnej gwiazdy. Nazwa pochodzi od niezwykle regularnie pulsującego promieniowania, które rozchodzi się w kosmos w wąskiej wiązce, która przepływa obok obserwatora podobnie jak wiązka z latarni morskiej. Istnieje kilka powodów, dla których większość pozostałości po supernowych nie zawiera widocznych pulsarów. Być może oryginalny pulsar został wyrzucony, ponieważ nastąpił odrzut od asymetrycznej eksplozji, albo supernowa utworzyła czarną dziurę zamiast pulsara, albo wiązka obracającego się pulsara nie omija układu słonecznego.
Resztki Supernowej ewoluują w czterech etapach, w miarę jak się rozszerzają. Z początku rozszerzają się tak gwałtownie, że po prostu zamiatają przed sobą cały starszy materiał międzygwiezdny, zachowując się tak, jakby ekspandowały w próżnię. Zszokowany gaz podgrzany do wybuchu przez miliony kelwinów nie promieniuje bardzo dobrze swoją energią i jest dobrze widoczny tylko w promieniach rentgenowskich. Ten etap trwa zwykle kilkaset lat, po czym promień ma promień około 10 lat świetlnych. Gdy następuje ekspansja, traci się niewiele energii, ale temperatura spada, ponieważ ta sama energia rozchodzi się w coraz większej objętości. Niższa temperatura sprzyja większej emisji, a podczas drugiej fazy resztki supernowej promieniują swoją energią w najbardziej zewnętrznych, najzimniejszych warstwach. Ta faza może trwać tysiące lat. Trzeci etap ma miejsce po tym, jak skorupa zmiótła masę międzygwiezdnego materiału, który jest porównywalny lub większy niż jego własny; ekspansja uległa wówczas znacznemu spowolnieniu. Gęsty materiał, głównie międzygwiezdny na jego zewnętrznej krawędzi, promieniuje pozostałą energią przez setki tysięcy lat. Ostatnią fazę osiąga się, gdy ciśnienie w pozostałości supernowej staje się porównywalne z ciśnieniem ośrodka międzygwiezdnego na zewnątrz pozostałości, więc resztka traci swoją wyraźną tożsamość. W późniejszych etapach ekspansji pole magnetyczne galaktyki jest ważne przy określaniu ruchów słabo rozszerzającego się gazu. Nawet po tym, jak większość materiału połączy się z lokalnym ośrodkiem międzygwiezdnym, mogą pozostać obszary bardzo gorącego gazu, które wytwarzają miękkie promienie rentgenowskie (tj. Te o kilkuset woltach elektronów) obserwowalne lokalnie.
Ostatnie zaobserwowane supernowe galaktyczne znajdują się w pierwszych fazach ewolucji sugerowanej powyżej. W miejscach nowych Keplera i Tycho istnieją ciężkie zaciemniające chmury, a pozostałe obiekty optyczne są teraz niepozornymi węzłami świecącego gazu. W pobliżu nowych Tycho, w Cassiopei, istnieją podobne optycznie nieistotne pasemka, które wydają się być pozostałościami kolejnej eksplozji supernowej. Jednak w przypadku radioteleskopu sytuacja wygląda spektakularnie inaczej: pozostałość Kasjopei jest najsilniejszym źródłem radiowym na całym niebie. Badanie tej pozostałości, zwanej Kasjopeą A, ujawnia, że w około 1680 r. Miała tam miejsce eksplozja supernowej, nie zauważona przez obserwatorów z powodu zaciemniającego pyłu.
