Zbytek Supernovy, mlhovina zanechaná po supernově, velkolepý výbuch, při kterém hvězda vypustí většinu své hmoty do prudce se rozšiřujícího oblaku trosek. V nejjasnější fázi výbuchu vyzařující se oblak vyzařuje tolik energie za jediný den, jakou Slunce udělalo za poslední tři miliony let. K takovým výbuchům dochází zhruba každých 50 let ve velké galaxii. V Galaxii Mléčná dráha byly pozorovány méně často, protože většina z nich byla skrytá zakrývajícími oblaky prachu. Galaktické supernovy byly pozorovány v roce 1006 v Lupusu, v roce 1054 v Tauru, v roce 1572 v Cassiopeii (Tychova nova, pojmenovaná po Tychovi Brahe, jeho pozorovateli), a nakonec v roce 1604 v Serpens, zvaném Keplerova nova. Hvězdy byly dostatečně jasné, aby byly vidět ve dne. Jediným supernovem s otevřeným okem, které se vyskytuje od roku 1604, byla Supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu (galaxie nejblíže systému Mléčné dráhy), viditelná pouze z jižní polokoule. 23. února 1987 se modrá supergiantní hvězda rozzářila, aby se postupně stala třetí velikostí, snadno viditelnou v noci, a následně byla sledována v každém pásmu vlnových délek, které mají vědci k dispozici. Spektrum ukázalo, že se vodíkové linie rozšiřují rychlostí 12 000 km za sekundu, po které následuje dlouhé období pomalého poklesu. Existuje 270 známých zbytků supernovy, které jsou téměř všechny pozorovány jejich silnou radiovou emisí, které mohou proniknout do zakrývajícího prachu v galaxii.
Zbytky Supernovy jsou velmi důležité pro strukturu galaxií. Jsou hlavním zdrojem ohřevu mezihvězdného plynu pomocí magnetické turbulence a prudkých otřesů, které produkují. Jsou hlavním zdrojem nejtěžších prvků, od kyslíku nahoru. Pokud je explodující masivní hvězda stále uvnitř molekulárního oblaku, ve kterém se vytvořila, může expandující zbytek komprimovat okolní mezihvězdný plyn a spustit následnou tvorbu hvězd. Zbytky obsahují silné rázové vlny, které vytvářejí vlákna z materiálu emitujících gama fotony s energiemi až 10 14 elektronvoltů a urychlování elektronů a atomových jader až do kosmického záření energie, od 10 9 do 10 15 elektron voltů na částice. Ve slunečním sousedství tyto kosmické paprsky přenášejí tolik energie na metr krychlový jako hvězdné světlo v rovině galaxie a přenášejí ji tisíce světelných let nad rovinu.
Většina záření ze zbytků supernovy je synchrotronové záření, které je produkováno elektrony spirálovými v magnetickém poli téměř rychlostí světla. Toto záření se dramaticky liší od emise z elektronů pohybujících se při nízkých rychlostech: je (1) silně koncentrováno v dopředném směru, (2) rozprostřeno v širokém rozsahu frekvencí, přičemž průměrná frekvence roste s energií elektronů a (3) vysoce polarizované. Elektrony mnoha různých energií produkují záření v podstatě na všech vlnových délkách, od rádia přes infračervené, optické a ultrafialové až po rentgenové a gama záření.
Asi 50 zbytků supernovy obsahuje pulsary, zbytky rotující neutronové hvězdy bývalé masivní hvězdy. Název pochází z mimořádně pravidelně pulzujícího záření, které se šíří do vesmíru v úzkém paprsku, který se zametá kolem pozorovatele podobně jako paprsek z majáku. Existuje několik důvodů, proč většina zbytků supernovy neobsahuje viditelné pulsary. Možná byl původní pulsar vypuzen, protože došlo k zpětnému rázu z asymetrického výbuchu, nebo supernova vytvořila místo pulsaru černou díru, nebo paprsek rotujícího pulsaru nesetkal kolem sluneční soustavy.
Zbytky Supernovy se vyvíjejí ve čtyřech fázích, jak se rozšiřují. Zpočátku se natahují tak násilně, že před sebou jednoduše zametou veškerý starší mezihvězdný materiál a jednají, jako by se rozpínali do vakua. Šokovaný plyn, zahřátý na milion kelvinů explozí, nevyzařuje svou energii velmi dobře a je snadno viditelný pouze v rentgenovém záření. Tato fáze obvykle trvá několik set let, po této době má skořepina poloměr asi 10 světelných let. S expanzí dochází ke ztrátě malé energie, ale teplota klesá, protože se stejná energie šíří do stále většího objemu. Nižší teplota zvýhodňuje vyšší emise a během druhé fáze zbytek supernovy vyzařuje svou energii v nejvzdálenějších, nejchladnějších vrstvách. Tato fáze může trvat tisíce let. Třetí fáze nastává poté, co skořápka zametla hmotu mezihvězdného materiálu, který je srovnatelný nebo větší než jeho vlastní; expanze se poté podstatně zpomalila. Hustý materiál, většinou mezihvězdný na vnějším okraji, vyzařuje zbývající energii po stovky tisíc let. Konečné fáze je dosaženo, když se tlak uvnitř zbytku supernovy stane srovnatelným s tlakem mezihvězdného média mimo zbytek, takže zbytek ztratí svou jednoznačnou identitu. V pozdějších fázích expanze je magnetické pole galaxie důležité při určování pohybů slabě expandujícího plynu. I poté, co se velká část materiálu sloučí s místním mezihvězdným médiem, mohou existovat zbývající oblasti velmi horkého plynu, které produkují měkké rentgenové paprsky (tj. Oblasti několika stovek elektronových voltů) pozorovatelné lokálně.
Nedávné pozorované galaktické supernovy jsou v prvních fázích evoluce navržené výše. V lokalitách Keplerovy a Tychovy novae existují těžké zakrývající mraky a zbývající optické objekty jsou nyní nenápadné uzly žhavícího plynu. Blízko Tychovy novy v Cassiopeii jsou podobné opticky nevýznamné prameny, které se zdají být zbytky další exploze supernovy. V případě radioteleskopu je však situace pozoruhodně odlišná: zbytek Cassiopeia je nejsilnějším zdrojem rádia na celé obloze. Studie tohoto zbytku, zvaného Cassiopeia A, ukazuje, že k výbuchu supernovy došlo přibližně v roce 1680, který pozorovatelé unikli kvůli zakrývajícímu prachu.
