Supernova rest, tåge efterladt efter en supernova, en spektakulær eksplosion, hvor en stjerne skubber det meste af sin masse ud i en voldsomt ekspanderende sky af affald. I den lyseste fase af eksplosionen udstråler den ekspanderende sky lige så meget energi på en enkelt dag, som Solen har gjort i de sidste tre millioner år. Sådanne eksplosioner forekommer omtrent hvert 50. år i en stor galakse. De er blevet observeret mindre hyppigt i Mælkevejen Galaxy, fordi de fleste af dem er blevet skjult af de skjulte støvskyer. Galaktiske supernovaer blev observeret i 1006 i Lupus, i 1054 i Tyren, i 1572 i Cassiopeia (Tychos nova, opkaldt efter Tycho Brahe, dens observatør) og til sidst i 1604 i Serpens, kaldet Keplers nova. Stjernerne blev lyse nok til at være synlige om dagen. Den eneste blotte øje-supernova, der opstod siden 1604, var Supernova 1987A i den store magellanske sky (galaksen tættest på Mælkevejsystemet), der kun er synlig fra den sydlige halvkugle. Den 23. februar 1987 lysede en blå supergigantstjerne gradvis til at blive tredje størrelse, let synlig om natten, og den er efterfølgende blevet fulgt i hvert bølgelængdebånd, der er tilgængeligt for forskere. Spektret viste brintlinjer, der ekspanderede med 12.000 km per sekund, efterfulgt af en lang periode med langsom tilbagegang. Der er 270 kendte supernovarester, næsten alle observeret ved deres stærke radioemission, som kan trænge ind i det skjulte støv i galaksen.
Supernova-rester er meget vigtige for strukturen i galakser. De er en vigtig kilde til opvarmning af interstellar gas ved hjælp af den magnetiske turbulens og voldelige stød, de producerer. De er hovedkilden til de fleste tunge elementer fra ilt op og op. Hvis den eksploderende massive stjerne stadig er inden for den molekylære sky, hvori den dannede sig, kan den ekspanderende rest muligvis komprimere den omgivende interstellare gas og udløse efterfølgende stjernedannelse. Resterne indeholder stærke stødbølger, der skaber filamenter af materiale, der udsender gammastråle-fotoner med energier op til 10 14 elektronvolt og accelererende elektroner og atomkerner op til kosmiske strålenergier, fra 10 9 til 10 15 elektron volt per partikel. I solkvarteret bærer disse kosmiske stråler omtrent lige så meget energi pr. Kubikmeter som stjernelys i galakseplanet, og de bærer det til tusinder af lysår over planet.
Meget af strålingen fra supernovarester er synkrotronstråling, der produceres af elektroner, der spiraler i et magnetfelt med næsten lysets hastighed. Denne stråling adskiller sig dramatisk fra emissionen fra elektroner, der bevæger sig med lave hastigheder: den er (1) stærkt koncentreret i fremadretningen, (2) spredt ud over et bredt frekvensområde, med den gennemsnitlige frekvens stigende med elektronens energi, og (3) stærkt polariseret. Elektroner med mange forskellige energier producerer stråling i det væsentlige alle bølgelængder, fra radio gennem infrarøde, optiske og ultraviolette op til røntgen- og gammastråler.
Cirka 50 supernova-rester indeholder pulsarer, den spinde neutronstjerne-rester af den tidligere massive stjerne. Navnet kommer fra den ekstremt regelmæssigt pulserede stråling, der udbreder sig i rummet i en smal stråle, der fejer forbi observatøren på lignende måde som bjælken fra et fyrtårn. Der er flere grunde til, at de fleste supernovarester ikke indeholder synlige pulsarer. Måske blev den originale pulsar kastet ud, fordi der var en rekyl fra en asymmetrisk eksplosion, eller supernovaen dannede et sort hul i stedet for en pulsar, eller bjælken i den roterende pulsar fejer ikke forbi solsystemet.
Supernova-rester udvikler sig gennem fire faser, når de udvides. Først udvider de sig så voldsomt, at de simpelthen fejer alt ældre interstellært materiale foran sig, og fungerer som om de udvides til et vakuum. Den chokede gas, der opvarmes til millioner af kelvins ved eksplosionen, udstråler ikke sin energi meget godt og er let synlig kun i røntgenstråler. Dette trin varer typisk flere hundrede år, hvorefter skallen har en radius på ca. 10 lysår. Når ekspansionen sker, går der lidt energi tabt, men temperaturen falder, fordi den samme energi spredes til et stadigt større volumen. Den lavere temperatur favoriserer mere emission, og i den anden fase udstråler supernovaresten sin energi i de yderste, fedeste lag. Denne fase kan vare tusinder af år. Det tredje trin sker efter, at skallen har fejet en masse interstellært materiale, der er sammenlignelig med eller større end dets eget; ekspansionen er på det tidspunkt aftaget betydeligt. Det tætte materiale, for det meste interstellært ved sin ydre kant, udstråler sin resterende energi væk i hundreder af tusinder af år. Den sidste fase nås, når trykket i supernova-resten bliver sammenligneligt med trykket af det interstellære medium uden for resten, så resten mister sin distinkte identitet. I de senere ekspansionsstadier er galaksens magnetfelt vigtigt for at bestemme bevægelserne for den svagt ekspanderende gas. Selv efter at hovedparten af materialet er fusioneret med det lokale interstellare medium, kan der være resterende områder med meget varm gas, der producerer bløde røntgenstråler (dvs. dem fra et par hundrede elektronvolter), der kan observeres lokalt.
De nyligt observerede galaktiske supernovaer er i de første faser af udviklingen foreslået ovenfor. På stederne for Keplers og Tychos novæer findes der tunge skjule skyer, og de resterende optiske objekter er nu iøjnefaldende knob med glødende gas. I nærheden af Tychos nova, i Cassiopeia, er der lignende optisk ubetydelige wisps, der ser ud til at være rester af endnu en supernova-eksplosion. For et radioteleskop er situationen imidlertid spektakulær anderledes: Cassiopeia-resterne er den stærkeste radiokilde på hele himlen. Undersøgelse af denne rest, kaldet Cassiopeia A, afslører, at der opstod en supernovaeksplosion i ca. 1680, der blev savnet af observatører på grund af det skjulte støv.
