Tàn dư siêu tân tinh, tinh vân bị bỏ lại sau một siêu tân tinh, một vụ nổ ngoạn mục trong đó một ngôi sao đẩy phần lớn khối lượng của nó trong một đám mây mảnh vỡ đang mở rộng dữ dội. Ở giai đoạn sáng nhất của vụ nổ, đám mây mở rộng tỏa ra nhiều năng lượng trong một ngày như Mặt trời đã làm trong ba triệu năm qua. Những vụ nổ như vậy xảy ra khoảng 50 năm một lần trong một thiên hà lớn. Chúng đã được quan sát ít thường xuyên hơn trong Dải Ngân hà vì hầu hết chúng bị che khuất bởi những đám mây bụi che khuất. Siêu tân tinh thiên hà được quan sát vào năm 1006 ở Lupus, năm 1054 ở Kim Ngưu, năm 1572 ở Cassiopeia (Tycho's nova, được đặt theo tên của Tycho Brahe, người quan sát của nó), và cuối cùng vào năm 1604 ở Serpens, được gọi là Kepler's nova. Những ngôi sao trở nên đủ sáng để có thể nhìn thấy vào ban ngày. Siêu tân tinh mắt thường duy nhất xảy ra kể từ năm 1604 là Supernova 1987A trong Đám mây Magellan Lớn (thiên hà gần hệ thống Dải Ngân hà), chỉ có thể nhìn thấy từ Nam bán cầu. Vào ngày 23 tháng 2 năm 1987, một ngôi sao siêu sáng màu xanh lam phát sáng để dần dần trở thành cường độ thứ ba, dễ dàng nhìn thấy vào ban đêm và sau đó nó đã được theo dõi trong mọi dải bước sóng có sẵn cho các nhà khoa học. Phổ cho thấy các dòng hydro mở rộng ở mức 12.000 km mỗi giây, sau đó là một thời gian dài suy giảm chậm. Có 270 tàn dư siêu tân tinh được biết đến, hầu hết tất cả được quan sát bởi sự phát xạ vô tuyến mạnh của chúng, có thể xuyên qua lớp bụi che khuất trong thiên hà.
Tàn dư siêu tân tinh rất quan trọng đối với cấu trúc của các thiên hà. Chúng là một nguồn chính để đốt nóng khí liên sao bằng phương pháp nhiễu loạn từ trường và các cú sốc dữ dội mà chúng tạo ra. Chúng là nguồn chính của hầu hết các nguyên tố nặng, từ oxy trở lên. Nếu ngôi sao khổng lồ phát nổ vẫn ở trong đám mây phân tử mà nó hình thành, tàn dư mở rộng có thể nén khí liên sao xung quanh và kích hoạt sự hình thành sao tiếp theo. Các tàn dư chứa sóng xung kích mạnh tạo ra các sợi vật chất phát ra các photon tia gamma có năng lượng lên tới 10 14 volt điện tử và gia tốc các electron và hạt nhân nguyên tử lên tới năng lượng tia vũ trụ, từ 10 9 đến 10 15 volt mỗi hạt. Trong vùng lân cận mặt trời, các tia vũ trụ này mang theo năng lượng trên mỗi mét khối như ánh sáng sao trong mặt phẳng của thiên hà và chúng mang nó đến hàng ngàn năm ánh sáng trên mặt phẳng.
Phần lớn bức xạ từ tàn dư siêu tân tinh là bức xạ synchrotron, được tạo ra bởi các electron xoắn ốc trong từ trường với tốc độ gần như tốc độ của ánh sáng. Bức xạ này khác biệt đáng kể so với sự phát xạ từ các electron chuyển động ở tốc độ thấp: (1) tập trung mạnh theo hướng thuận, (2) trải ra trên một dải tần số rộng, với tần số trung bình tăng theo năng lượng của electron và (3) phân cực cao. Các electron của nhiều năng lượng khác nhau tạo ra bức xạ ở tất cả các bước sóng, từ radio qua tia hồng ngoại, quang học và tia cực tím cho đến tia X và tia gamma.
Khoảng 50 tàn dư siêu tân tinh chứa các pulsar, tàn dư sao neutron quay tròn của ngôi sao khổng lồ trước đây. Cái tên này xuất phát từ bức xạ xung cực kỳ đều đặn lan truyền vào không gian trong một chùm hẹp quét qua người quan sát tương tự như chùm tia từ một ngọn hải đăng. Có một số lý do tại sao hầu hết tàn dư siêu tân tinh không chứa các pulsar có thể nhìn thấy. Có lẽ pulsar ban đầu đã bị đẩy ra bởi vì có một độ giật từ vụ nổ không đối xứng, hoặc siêu tân tinh tạo thành một lỗ đen thay vì pulsar, hoặc chùm của pulsar quay không quét qua hệ mặt trời.
Tàn dư siêu tân tinh phát triển qua bốn giai đoạn khi chúng mở rộng. Lúc đầu, chúng mở rộng dữ dội đến mức chúng chỉ đơn giản là quét tất cả các vật liệu liên sao cũ hơn trước chúng, hoạt động như thể chúng đang mở rộng vào chân không. Khí gây sốc, được đốt nóng đến hàng triệu kelvins bởi vụ nổ, không tỏa năng lượng rất tốt và chỉ có thể nhìn thấy dễ dàng trong tia X. Giai đoạn này thường kéo dài vài trăm năm, sau thời gian đó vỏ có bán kính khoảng 10 năm ánh sáng. Khi sự giãn nở xảy ra, ít năng lượng bị mất, nhưng nhiệt độ giảm xuống vì cùng một năng lượng được lan truyền thành một khối lượng lớn hơn bao giờ hết. Nhiệt độ thấp hơn cho phép phát xạ nhiều hơn, và trong giai đoạn thứ hai, tàn dư siêu tân tinh tỏa năng lượng của nó ở các lớp ngoài cùng, mát nhất. Giai đoạn này có thể kéo dài hàng ngàn năm. Giai đoạn thứ ba xảy ra sau khi lớp vỏ đã quét lên một khối vật liệu liên sao có thể tương đương hoặc lớn hơn lớp vỏ của nó; việc mở rộng đã chậm lại đáng kể. Vật chất dày đặc, chủ yếu là liên sao ở rìa ngoài của nó, tỏa ra năng lượng còn lại của nó trong hàng trăm ngàn năm. Giai đoạn cuối cùng đạt được khi áp suất trong tàn dư siêu tân tinh trở nên tương đương với áp lực của môi trường liên sao bên ngoài tàn dư, do đó tàn dư mất đi bản sắc riêng biệt. Trong các giai đoạn mở rộng sau này, từ trường của thiên hà rất quan trọng trong việc xác định chuyển động của khí giãn nở yếu. Ngay cả sau khi phần lớn vật liệu đã hợp nhất với môi trường liên sao cục bộ, vẫn có thể có những vùng khí rất nóng tạo ra tia X mềm (nghĩa là những vùng có vài trăm vôn electron) có thể quan sát được tại địa phương.
Các siêu tân tinh thiên hà gần đây được quan sát là trong các giai đoạn đầu tiên của quá trình tiến hóa được đề xuất ở trên. Tại các địa điểm của Kepler's và Tycho's novae, tồn tại những đám mây che khuất nặng nề và các vật thể quang học còn lại bây giờ là những nút khí không rõ ràng. Gần ngôi sao của Tycho, ở Cassiopeia, có những thứ không đáng kể về mặt quang học tương tự có vẻ là tàn dư của một vụ nổ siêu tân tinh khác. Tuy nhiên, đối với kính viễn vọng vô tuyến, tình huống lại khác một cách ngoạn mục: tàn dư Cassiopeia là nguồn phát thanh mạnh nhất trên toàn bộ bầu trời. Nghiên cứu về tàn dư này, được gọi là Cassiopeia A, cho thấy một vụ nổ siêu tân tinh xảy ra ở đó vào khoảng năm 1680, bị các nhà quan sát bỏ qua vì bụi che khuất.
