Supernova maradvány, a köd egy szupernóva után maradt, látványos robbanás, amelyben egy csillag tömegének nagy részét egy hevesen kiterjedő törmelékfelhőben dobja ki. A robbanás legfényesebb szakaszában a táguló felhő egy nap alatt annyi energiát sugároz, mint a Nap az elmúlt három millió évben. Ilyen robbanások kb. 50 évente fordulnak elő egy nagy galaxisban. Ezeket a Tejút-galaxisban ritkábban figyelték meg, mivel a legtöbbet a homályos porfelhők rejtették el. A galaktikus szupernóvákat 1006-ban megfigyelték Lupusban, 1054-ben Taurusban, 1572-ben Cassiopeia-ban (Tycho nova, a nevét megfigyelője Tycho Brahe volt.), Végül pedig 1604-ben a Serpensben, Kepler nova néven. A csillagok elég fényesek lettek, hogy nappal is láthatóvá váljanak. Az egyetlen meztelen szemmel szupernóva, amely 1604 óta fordult elő, a Supernova 1987A volt a Nagy Magellán Felhőben (a Tejútrendszerhez legközelebbi galaxisban), amely csak a déli féltekén látható. 1987. február 23-án egy kék szuper-csillag megvilágosodott, hogy fokozatosan harmadik nagyságrendűvé váljon, éjszaka jól láthatóvá váljon, és ezt követik minden tudós számára elérhető hullámhossz-sávban. A spektrum azt mutatta, hogy a hidrogénvonalak másodpercenként 12 000 km-en terjeszkednek, amelyet hosszú lassú csökkenés követ. 270 szupernóvamaradvány ismert, szinte mindegyiket megfigyelték erős rádióemissziójuk révén, amely áthatolhat a galaxisban lévő homályos poron.
A szupernóva maradványai nagyon fontosak a galaxisok szerkezetében. Ezek a csillagközi gáz melegítésének fő forrásai az általuk előállított mágneses turbulencia és heves sokkok révén. Ezek a legtöbb nehéz elem fő forrása, az oxigéntől felfelé. Ha a felrobbanó hatalmas csillag továbbra is azon a molekuláris felhőn belül van, amelyben képződött, akkor a táguló maradvány összenyomhatja a környező csillagközi gázt, és kiválthatja a következő csillagképződést. A maradványok erős sokkhullámokat tartalmaznak, amelyek gamma-sugár fotonokat kibocsátó filamentumokat hoznak létre, amelyek energiája legfeljebb 10 14 elektronvontra, és felgyorsító elektronok és atomi magok kozmikus sugár energiáig terjed, részecskénként 10 9- től 10 15 elektron-voltig. A napsütésben ezek a kozmikus sugarak körülbelül annyi energiát hordoznak köbméterenként, mint a csillagfény a galaxis síkjában, és fény-évek ezreire szállítják őket a sík felett.
A szupernóva maradványaiból származó sugárzás nagy része szinkrotron sugárzás, amelyet az elektronok hoznak létre, amelyek egy szinte a fénysebesség mellett egy mágneses mezőben spirálnak. Ez a sugárzás drámaian különbözik az alacsony sebességgel mozgó elektronok kibocsátásától: (1) erősen előre koncentrált, (2) széles frekvenciatartományban eloszlik, az átlagos frekvencia az elektron energiájával növekszik, és (3) erősen polarizált. Sokféle energiájú elektronok sugárzást eredményeznek gyakorlatilag minden hullámhosszon, a rádiótól az infravörös, az optikai és ultraibolya sugárzattól egészen a röntgen- és gammasugarakig.
Körülbelül 50 szupernóva maradvány tartalmaz pulzárokat, az egykori hatalmas csillag forgó neutroncsillag maradványait. A név a rendkívül rendszeresen impulzusos sugárzásból származik, amely egy keskeny sugárban terjed az űrben, amely hasonlóan a világítótorony sugárzásához söpöri a megfigyelőt. Számos oka van annak, hogy a legtöbb szupernóva maradvány nem tartalmaz látható pulzátort. Lehet, hogy az eredeti pulzort azért dobták el, mert aszimmetrikus robbanás következménye volt, vagy a szupernóva egy fekete lyukat képezett a pulzár helyett, vagy a forgó pulsar sugara nem söpört el a Naprendszer mögött.
A szupernóva maradványai négy szakaszon keresztül fejlődnek, miközben bővülnek. Eleinte annyira hevesen bontakoznak ki, hogy egyszerűen minden előtte lévő csillagközi anyagot megsöpörnek, úgy viselkedve, mintha vákuumban terjeszkednének. A sokkolt gáz, amelyet a robbanás több millió kelvinre felhevített, nem sugároz jól energiáját, és csak a röntgen sugaraiban látható. Ez a szakasz általában több száz évig tart, majd ezt követően a héj körülbelül 10 fényév sugarú. Amint a tágulás megtörténik, kevés energiát veszítenek el, de a hőmérséklet esik, mert ugyanaz az energia egyre nagyobb mennyiségben oszlik el. Az alacsonyabb hőmérséklet több kibocsátást támogat, és a második szakaszban a szupernóva maradványa a legkülső, legmenőbb rétegeken sugározza energiáját. Ez a szakasz több ezer évig tarthat. A harmadik szakasz akkor következik be, amikor a héj felszívja egy olyan csillagközi anyag tömegét, amely hasonló vagy nagyobb, mint a saját; a terjeszkedés ekkor jelentősen lelassult. A sűrű anyag, amelynek külsõ része elsõsorban csillagközi, sugárzza el fennmaradó energiáját több százezer év alatt. A végső fázist akkor érik el, amikor a szupernóva-maradványon belüli nyomás összehasonlítható lesz a maradékon kívüli csillagközi közeg nyomásával, így a maradék elveszíti sajátos identitását. A tágulás későbbi szakaszaiban a galaxis mágneses tere fontos a gyengén táguló gáz mozgásának meghatározásában. Még azután, hogy az anyag nagy része összeolvadt a helyi csillagközi közeggel, lehetnek olyan nagyon forró gázrészek, amelyek lágy röntgen sugarat bocsátanak ki (azaz néhány száz elektronvolt), amelyek helyben megfigyelhetők.
A közelmúltban megfigyelt galaktikus szupernóvák a fentiekben javasolt evolúció első szakaszában vannak. A Kepler és Tycho novae helyén nehéz homályos felhők vannak, és a megmaradt optikai tárgyak most már észrevétlen izzó gáz csomói. Tycho nova közelében, Cassiopeia-ban vannak hasonló optikailag jelentéktelen bölcsök, amelyek úgy tűnik, hogy megmaradnak egy újabb szupernóva robbanásnak. Rádiótávcsővel azonban a helyzet látványosan különbözik: a Cassiopeia maradványa a legerősebb rádióforrás az egész égbolton. Ennek a Cassiopeia A elnevezésű maradványnak a vizsgálata azt mutatja, hogy körülbelül 1680-ban szupernóva-robbanás történt, amelyet a megfigyelők elmulasztottak a homályos por miatt.
