Ostatak supernove, maglica zaostala nakon supernove, spektakularne eksplozije u kojoj zvijezda izbacuje većinu svoje mase u nasilno širi oblak krhotina. U najsvjetlijoj fazi eksplozije, oblak koji se širi zrači toliko energije u jednom danu kao i Sunce u posljednja tri milijuna godina. Takve se eksplozije dešavaju otprilike svakih 50 godina unutar velike galaksije. Oni su rjeđe primijećeni u Galaksiji Mliječni put jer su većinu njih skrivali mračni oblaci prašine. Galaktičke supernove uočene su 1006. u Lupusu, 1054. u Biku, 1572. u Kasiopeji (Tychoova nova, nazvana po Tho Braheu, njen promatrač), i konačno 1604. u Serpensu, zvanoj Kepler-ova nova. Zvijezde su postale dovoljno svijetle da bi bile vidljive i danju. Jedina supernova s golim okom koja se pojavila od 1604. godine bila je Supernova 1987A u velikom magnetskom oblaku (galaksiji koja je najbliža sustavu Mliječnog puta), vidljivoj samo s južne hemisfere. 23. veljače 1987. plava nadmoćna zvijezda posvijetlila je kako bi postepeno postala treća veličina, lako vidljiva noću, a zatim je bila praćena u svakom rasponu valnih duljina dostupnim znanstvenicima. Spektar je pokazao da se vodikove linije šire brzinom od 12 000 km u sekundi, nakon čega slijedi dugo razdoblje sporog pada. Postoji 270 poznatih ostataka supernove, gotovo sve promatrane snažnom radio emisijom, koja može prodrijeti kroz zatamnjujuću prašinu u galaksiji.
Ostaci supernove vrlo su važni za strukturu galaksija. Glavni su izvor zagrijavanja međuzvjezdanih plina magnetskom turbulencijom i nasilnim udarima. Oni su glavni izvor najtežih elemenata, od kisika pa do više. Ako je eksplodirajuća masivna zvijezda još uvijek u molekularnom oblaku u kojem se formirala, rastući ostatak može stisnuti okolni međuzvjezdani plin i pokrenuti naknadno stvaranje zvijezda. Ostaci sadrže jake udarne valove koji stvaraju filamente materijala koji emitiraju gama-zračenje fotona s energijom do 10 14 vol. Elektrona i ubrzavaju elektrone i atomska jezgra do energije kozmičkih zraka, od 10 9 do 10 15 volti elektrona po čestici. U solarnom susjedstvu ove kozmičke zrake nose približno toliko energije po kubičnom metru koliko zvijezda u ravnini galaksije i nose je na tisuće svjetlosnih godina iznad ravnine.
Veliki dio zračenja iz ostataka supernove je sinhrotronsko zračenje, koje nastaje elektronom koja se spiralizira u magnetskom polju gotovo brzinom svjetlosti. Ovo se zračenje dramatično razlikuje od emisije elektrona koji se kreću malim brzinama: (1) snažno je koncentrirana u smjeru prema naprijed, (2) raširena je u širokom rasponu frekvencija, s prosječnom frekvencijom koja raste s energijom elektrona, i (3) visoko polarizirani. Elektroni različitih energija proizvode zračenje u osnovi svih valnih duljina, od radija, infracrvenog, optičkog i ultraljubičastog do X- i gama zraka.
Oko 50 ostataka supernove sadrže pulsere, ostatke nekadašnje masivne zvijezde koji se okreću. Naziv potječe od redovito pulsirajućeg zračenja koje se širi u svemir u uskoj zraci koja prolazi pored promatrača slično kao snop svjetionika. Nekoliko je razloga zbog kojih većina ostataka supernove ne sadrži vidljive pulsere. Možda je izvorni pulsar izbačen jer je došlo do povlačenja asimetrične eksplozije ili je supernova umjesto pulsara stvorila crnu rupu ili snop rotirajućeg pulsara ne prolazi pored Sunčevog sustava.
Ostaci Supernove razvijaju se kroz četiri faze kako se šire. U početku se šire tako nasilno da jednostavno pomete sav stariji međuzvjezdani materijal pred sobom, djelujući kao da se šire u vakuum. Šokirani plin, koji je eksplozijom zagrijao na milijune kevina, ne zrači jako dobro i lako je vidljiv samo na rendgenu. Ova faza obično traje nekoliko stotina godina, nakon čega ljuska ima polumjer od oko 10 svjetlosnih godina. Kako dolazi do širenja, malo se energije gubi, ali temperatura pada jer se ista energija širi u sve veći volumen. Niža temperatura pogoduje većoj emisiji, a tijekom druge faze ostatak supernove zrači energijom u najudaljenijim, najhladnijim slojevima. Ova faza može trajati tisućama godina. Treća faza događa se nakon što je školjka zamahnula masom međuzvezdanog materijala koja je usporediva ili veća od vlastite; širenje se do tada znatno usporilo. Gusti materijal, uglavnom međuzvijezda na svom vanjskom rubu, zrači preostalom energijom stotinama tisuća godina. Konačna faza postiže se kada tlak unutar ostatka supernove postane usporediv s tlakom međuzvjezdanog medija izvan ostatka, tako da ostatak gubi svoj poseban identitet. U kasnijim fazama širenja magnetsko polje galaksije važno je za određivanje kretanja gasa koji se slabo širi. Čak i nakon što se većina materijala spoji s lokalnim međuzvjezdanim medijem, mogu ostati preostala područja jako vrućeg plina koja proizvode meke rendgenske zrake (tj. One od nekoliko stotina elektron-volti) koje se mogu lokalno primijetiti.
Najnovija galaktička supernova opažena je u prvim fazama evolucije koje je gore predloženo. Na mjestima Keplerove i Tichove nove postoje teški zatamnjeni oblaci, a preostali optički objekti sada su neprimjetni čvorovi užarenog plina. U blizini Tichove nove, u Kasiopeji, postoje slični optički beznačajni stisci koji izgledaju kao ostaci još jedne eksplozije supernove. Međutim, s radio-teleskopom situacija je spektakularno drugačija: ostatak Kasiopeje najjači je izvor radija na cijelom nebu. Proučavanje ovog ostatka, nazvanog Kasiopeja A, otkriva da se tamo dogodila eksplozija supernove otprilike 1680. godine, a promašili su je promatrači zbog zatamnjene prašine.
