Supernova-rest, tåke etterlatt etter en supernova, en spektakulær eksplosjon der en stjerne skyter ut mesteparten av sin masse i en voldsomt ekspanderende sky av søppel. I den lyseste fasen av eksplosjonen stråler den ekspanderende skyen like mye energi på en enkelt dag som Solen har gjort de siste tre millioner årene. Slike eksplosjoner forekommer omtrent hvert 50. år i en stor galakse. De har blitt observert sjeldnere i Melkeveis galaksen fordi de fleste av dem har blitt skjult av de skjule støvskyene. Galaktiske supernovaer ble observert i 1006 i Lupus, i 1054 i Tyren, i 1572 i Cassiopeia (Tychos nova, oppkalt etter Tycho Brahe, dets observatør), og til slutt i 1604 i Serpens, kalt Keplers nova. Stjernene ble lyse nok til å være synlige på dagtid. Den eneste supernovaen med det blotte øye som skjedde siden 1604 var Supernova 1987A i den store magellanske skyen (galaksen nærmest Melkeveisystemet), bare synlig fra den sørlige halvkule. 23. februar 1987 lyste en blå supergigantstjerne gradvis til å bli tredje størrelsesorden, lett synlig om natten, og den er deretter fulgt i hvert bølgelengdebånd tilgjengelig for forskere. Spekteret viste hydrogenlinjer som ekspanderte med 12.000 km per sekund, etterfulgt av en lang periode med langsom nedgang. Det er 270 kjente supernova-rester, nesten alle observert av deres sterke radioutslipp, som kan trenge gjennom det skjule støvet i galaksen.
Supernova-rester er veldig viktige for strukturen til galakser. De er en viktig kilde til oppvarming av interstellar gass ved hjelp av magnetisk turbulens og voldelige sjokk de produserer. De er hovedkilden til de fleste tunge elementer, fra oksygen og oppover. Hvis den eksplosive massive stjernen fremdeles er innenfor molekylær skyen den dannet seg i, kan den ekspanderende resten komprimere den omkringliggende interstellare gassen og utløse påfølgende stjernedannelse. Restene inneholder sterke sjokkbølger som skaper filamenter av materiale som avgir gammastråle-fotoner med energier opp til 10 14 elektron volt og akselererende elektroner og atomkjerner opp til kosmiske strålenergier, fra 10 9 til 10 15 elektron volt per partikkel. I solområdet har disse kosmiske strålene omtrent like mye energi per kubikkmeter som stjernelys i galaksenes plan, og de fører den til tusenvis av lysår over flyet.
Mye av strålingen fra supernova-rester er synkrotronstråling, som produseres av elektroner som spiraler i et magnetfelt med nesten lysets hastighet. Denne strålingen er dramatisk forskjellig fra utslippet fra elektroner som beveger seg med lave hastigheter: den er (1) sterkt konsentrert i fremoverretningen, (2) spredt over et bredt frekvensområde, med gjennomsnittsfrekvensen økende med elektronens energi, og (3) sterkt polarisert. Elektroner med mange forskjellige energier produserer stråling i hovedsak alle bølgelengder, fra radio gjennom infrarøde, optiske og ultrafiolette opp til røntgen- og gammastråler.
Rundt 50 supernova-rester inneholder pulsarer, den spinnende nøytronstjerne-restene av den tidligere massive stjernen. Navnet kommer fra den ekstremt regelmessig pulserende strålingen som forplanter seg i verdensrommet i en smal bjelke som sveiper forbi observatøren på samme måte som strålen fra et fyrtårn. Det er flere grunner til at de fleste supernova-rester ikke inneholder synlige pulsarer. Kanskje den originale pulsaren ble kastet ut fordi det oppsto en rekyl fra en asymmetrisk eksplosjon, eller supernovaen dannet et svart hull i stedet for en pulsar, eller bjelken til den roterende pulsaren feier ikke forbi solsystemet.
Supernova-rester utvikler seg gjennom fire stadier når de utvider seg. Til å begynne med utvider de seg så voldsomt at de ganske enkelt feier alt eldre interstellært materiale foran seg, og fungerer som om de utvides til et vakuum. Den sjokkerte gassen, som er eksplosjonsoppvarmet til millioner av kelvin, utstråler ikke energien sin veldig godt og er lett synlig bare i røntgenstråler. Dette stadiet varer vanligvis flere hundre år, hvoretter skallet har en radius på omtrent 10 lysår. Når ekspansjonen skjer, går det lite energi tapt, men temperaturen faller fordi den samme energien spres til et stadig større volum. Den lavere temperaturen favoriserer mer utslipp, og i den andre fasen utstråler supernova-resten sin energi på de ytterste, kuleste lagene. Denne fasen kan vare tusenvis av år. Det tredje trinnet oppstår etter at skallet har feid opp en masse interstellært materiale som er sammenlignbart med eller større enn sitt eget; ekspansjonen har da avtatt betydelig. Det tette materialet, for det meste interstellært i ytterkanten, stråler bort sin gjenværende energi i hundretusenvis av år. Den siste fasen er nådd når trykket i supernova-resten blir sammenlignbart med trykket til det interstellare mediet utenfor resten, slik at resten mister sin distinkte identitet. I de senere utvidelsesstadier er galaksens magnetfelt viktig for å bestemme bevegelsene til den svakt ekspanderende gassen. Selv etter at hoveddelen av materialet er slått sammen med det lokale interstellare mediet, kan det være gjenværende regioner med veldig varm gass som produserer myke røntgenstråler (dvs. de med noen hundre elektron volt) som kan observeres lokalt.
De nylig observerte galaktiske supernovene er i de første faser av evolusjonen som er foreslått ovenfor. På stedene til Keplers og Tychos romaner eksisterer det tunge skjule skyer, og de gjenværende optiske gjenstandene er nå iøynefallende knuter med glødende gass. I nærheten av Tychos nova, i Cassiopeia, er det lignende optisk ubetydelige wisps som ser ut til å være rester av nok en supernovaeksplosjon. For et radioteleskop er imidlertid situasjonen spektakulær annerledes: Cassiopeia-resten er den sterkeste radiokilden på hele himmelen. Undersøkelse av denne levningen, kalt Cassiopeia A, avslører at en supernovaeksplosjon skjedde der i cirka 1680, savnet av observatører på grunn av det skjule støvet.
