Vestige de supernova, nébuleuse laissée après une supernova, une explosion spectaculaire dans laquelle une étoile éjecte la majeure partie de sa masse dans un nuage de débris en expansion violente. À la phase la plus brillante de l'explosion, le nuage en expansion émet autant d'énergie en une seule journée que le Soleil l'a fait au cours des trois derniers millions d'années. De telles explosions se produisent environ tous les 50 ans dans une grande galaxie. Ils ont été observés moins fréquemment dans la galaxie de la Voie lactée car la plupart d'entre eux ont été cachés par les nuages de poussière obscurcissants. Des supernovae galactiques ont été observées en 1006 à Lupus, en 1054 en Taureau, en 1572 en Cassiopée (nova de Tycho, du nom de Tycho Brahe, son observateur), et enfin en 1604 à Serpens, appelée nova de Kepler. Les étoiles sont devenues suffisamment brillantes pour être visibles pendant la journée. La seule supernova à l'œil nu depuis 1604 était la Supernova 1987A dans le Grand Nuage de Magellan (la galaxie la plus proche du système de la Voie Lactée), visible uniquement depuis l'hémisphère Sud. Le 23 février 1987, une étoile supergéante bleue s'est éclairée pour devenir progressivement une troisième magnitude, facilement visible la nuit, et elle a ensuite été suivie dans toutes les bandes de longueurs d'onde disponibles pour les scientifiques. Le spectre montre des raies d'hydrogène en expansion à 12 000 km par seconde, suivies d'une longue période de lent déclin. Il y a 270 restes de supernova connus, presque tous observés par leur forte émission radio, qui peuvent pénétrer la poussière d'obscurcissement dans la galaxie.
Les restes de supernova sont très importants pour la structure des galaxies. Ils sont une source majeure de chauffage du gaz interstellaire par la turbulence magnétique et les chocs violents qu'ils produisent. Ils sont la principale source d'éléments les plus lourds, à partir de l'oxygène. Si l'étoile massive qui explose se trouve toujours dans le nuage moléculaire dans lequel elle s'est formée, le reste en expansion pourrait comprimer le gaz interstellaire environnant et déclencher la formation d'étoiles subséquentes. Les restes contiennent de fortes ondes de choc qui créent des filaments de matière émettant des photons gamma avec des énergies allant jusqu'à 10 14 électron-volts et accélérant les électrons et les noyaux atomiques jusqu'aux énergies des rayons cosmiques, de 10 9 à 10 15 électron-volts par particule. Dans le voisinage solaire, ces rayons cosmiques transportent environ autant d'énergie par mètre cube que la lumière des étoiles dans le plan de la galaxie, et ils la transportent à des milliers d'années-lumière au-dessus du plan.
Une grande partie du rayonnement des restes de supernova est un rayonnement synchrotron, qui est produit par des électrons en spirale dans un champ magnétique à presque la vitesse de la lumière. Ce rayonnement est radicalement différent de l'émission d'électrons se déplaçant à basse vitesse: il est (1) fortement concentré vers l'avant, (2) réparti sur une large gamme de fréquences, la fréquence moyenne augmentant avec l'énergie de l'électron, et (3) fortement polarisé. Les électrons de nombreuses énergies différentes produisent un rayonnement à pratiquement toutes les longueurs d'onde, de la radio aux infrarouges, optiques et ultraviolets jusqu'aux rayons X et gamma.
Environ 50 restes de supernova contiennent des pulsars, les restes d'étoiles à neutrons tournants de l'ancienne étoile massive. Le nom vient du rayonnement pulsé extrêmement régulier qui se propage dans l'espace dans un faisceau étroit qui balaye l'observateur de la même manière que le faisceau d'un phare. Il existe plusieurs raisons pour lesquelles la plupart des restes de supernova ne contiennent pas de pulsars visibles. Peut-être que le pulsar d'origine a été éjecté parce qu'il y avait un recul d'une explosion asymétrique, ou la supernova a formé un trou noir au lieu d'un pulsar, ou le faisceau du pulsar en rotation ne balaye pas le système solaire.
Les restes de Supernova évoluent en quatre étapes au fur et à mesure de leur expansion. Au début, ils se dilatent si violemment qu'ils balaient simplement tous les matériaux interstellaires plus anciens devant eux, agissant comme s'ils se dilataient dans le vide. Le gaz choqué, chauffé à des millions de kelvins par l'explosion, ne rayonne pas très bien son énergie et est facilement visible uniquement aux rayons X. Cette étape dure généralement plusieurs centaines d'années, après quoi la coquille a un rayon d'environ 10 années-lumière. Au fur et à mesure que l'expansion se produit, peu d'énergie est perdue, mais la température baisse car la même énergie est répartie dans un volume toujours plus grand. La température plus basse favorise plus d'émission, et pendant la deuxième phase, le résidu de supernova rayonne son énergie au niveau des couches les plus extérieures et les plus fraîches. Cette phase peut durer des milliers d'années. La troisième étape se produit après que la coque a balayé une masse de matériau interstellaire comparable ou supérieure à la sienne; l'expansion s'est alors considérablement ralentie. Le matériau dense, principalement interstellaire à son bord extérieur, rayonne son énergie restante pendant des centaines de milliers d'années. La phase finale est atteinte lorsque la pression à l'intérieur du reste de la supernova devient comparable à la pression du milieu interstellaire à l'extérieur du reste, de sorte que le reste perd son identité distincte. Aux derniers stades de l'expansion, le champ magnétique de la galaxie est important pour déterminer les mouvements du gaz faiblement en expansion. Même après que la majeure partie du matériau a fusionné avec le milieu interstellaire local, il pourrait y avoir des régions restantes de gaz très chauds qui produisent des rayons X mous (c'est-à-dire ceux de quelques centaines d'électrons volts) observables localement.
Les supernovae galactiques récentes observées sont dans les premières phases de l'évolution suggérées ci-dessus. Sur les sites des novae de Kepler et de Tycho, il existe de lourds nuages d'obscurcissement, et les objets optiques restants sont maintenant des nœuds discrets de gaz incandescent. Près de la nova de Tycho, à Cassiopée, il y a des feux follets similaires optiquement insignifiants qui semblent être des vestiges d'une autre explosion de supernova. Pour un radiotélescope, cependant, la situation est spectaculairement différente: le reste de Cassiopée est la source radio la plus puissante du ciel entier. L'étude de ce résidu, appelé Cassiopée A, révèle qu'une explosion de supernova s'y est produite vers 1680, ratée par les observateurs à cause de la poussière obscurcissante.
