Sisa Supernova, nebula tertinggal setelah supernova, letupan spektakuler di mana bintang mengeluarkan sebahagian besar jisimnya di dalam serpihan awan yang berkembang pesat. Pada fasa ledakan yang paling terang, awan yang mengembang memancarkan tenaga sebanyak dalam satu hari seperti yang dilakukan oleh Matahari dalam tiga juta tahun terakhir. Letupan seperti itu berlaku kira-kira setiap 50 tahun di dalam galaksi besar. Mereka jarang diperhatikan di Galaksi Bima Sakti kerana kebanyakannya tersembunyi oleh awan debu yang tidak jelas. Supernova galaksi diperhatikan pada tahun 1006 di Lupus, pada tahun 1054 di Taurus, pada tahun 1572 di Cassiopeia (Tycho's nova, dinamai Tycho Brahe, pengamatnya), dan akhirnya pada tahun 1604 di Serpens, yang disebut Kepler's nova. Bintang menjadi cukup terang sehingga dapat dilihat pada waktu siang. Satu-satunya supernova dengan mata kasar yang terjadi sejak tahun 1604 adalah Supernova 1987A di Awan Magellan Besar (galaksi yang paling dekat dengan sistem Bima Sakti), yang hanya dapat dilihat dari Belahan Bumi Selatan. Pada 23 Februari 1987, bintang supergiant biru terang untuk beransur-ansur menjadi magnitud ketiga, mudah dilihat pada waktu malam, dan kemudiannya diikuti di setiap jalur panjang gelombang yang tersedia untuk para saintis. Spektrum menunjukkan garis hidrogen berkembang pada 12,000 km sesaat, diikuti dengan penurunan jangka panjang yang perlahan. Terdapat 270 sisa supernova yang diketahui, hampir semuanya diperhatikan oleh pancaran radio yang kuat, yang dapat menembusi debu yang kabur di galaksi.
Sisa supernova sangat penting untuk struktur galaksi. Mereka adalah sumber utama pemanasan gas antara bintang melalui pergolakan magnetik dan kejutan ganas yang dihasilkannya. Mereka adalah sumber utama unsur-unsur berat, dari oksigen ke atas. Sekiranya bintang besar yang meletup masih berada di dalam awan molekul di mana ia terbentuk, sisa yang mengembang mungkin memampatkan gas antarbintang di sekitarnya dan mencetuskan pembentukan bintang berikutnya. Sisa-sisa itu mengandungi gelombang kejutan yang kuat yang menghasilkan filamen bahan yang memancarkan foton sinar gamma dengan tenaga hingga 10 14 volt elektron dan elektron pecah dan inti atom hingga tenaga sinar kosmik, dari 10 9 hingga 10 15 volt elektron per zarah. Di kawasan suria, sinar kosmik ini membawa tenaga sebanyak tenaga per meter padu seperti cahaya bintang di bidang galaksi, dan mereka membawanya ke ribuan tahun cahaya di atas pesawat.
Sebilangan besar radiasi dari sisa-sisa supernova adalah sinaran sinkrotron, yang dihasilkan oleh elektron yang berputar di medan magnet pada hampir kecepatan cahaya. Radiasi ini secara dramatis berbeza dengan pelepasan dari elektron yang bergerak pada kelajuan rendah: (1) sangat tertumpu ke arah depan, (2) tersebar di berbagai frekuensi, dengan frekuensi rata-rata meningkat dengan tenaga elektron, dan (3) sangat terpolarisasi. Elektron dengan pelbagai tenaga menghasilkan sinaran pada dasarnya pada semua panjang gelombang, dari radio melalui inframerah, optik, dan ultraviolet hingga sinar X dan gamma.
Kira-kira 50 sisa supernova mengandungi pulsar, sisa bintang neutron berputar dari bekas bintang besar. Nama itu berasal dari sinaran berdenyut yang sangat kerap yang menjalar ke angkasa dalam sinar sempit yang menyapu melewati pemerhati sama dengan sinar dari rumah api. Terdapat beberapa sebab mengapa sisa-sisa supernova tidak mengandungi pulsar yang dapat dilihat. Mungkin pulsar asalnya dikeluarkan kerana terdapat penolakan dari letupan asimetris, atau supernova membentuk lubang hitam dan bukannya pulsar, atau sinar pulsar berputar tidak menyapu melewati sistem suria.
Sisa supernova berkembang melalui empat peringkat ketika mereka berkembang. Pada mulanya, mereka berkembang dengan begitu ganas sehingga mereka hanya menyapu semua bahan interstellar yang lebih tua di hadapan mereka, bertindak seolah-olah mereka mengembang ke ruang hampa. Gas yang terkejut, dipanaskan hingga berjuta-juta kelvin akibat letupan, tidak memancarkan tenaganya dengan baik dan hanya dapat dilihat hanya pada sinar-X. Tahap ini biasanya berlangsung selama beberapa ratus tahun, setelah itu cangkangnya memiliki radius sekitar 10 tahun cahaya. Ketika pengembangan berlaku, sedikit tenaga akan hilang, tetapi suhu jatuh kerana tenaga yang sama disebarkan ke dalam jumlah yang lebih besar. Suhu yang lebih rendah mendorong lebih banyak pelepasan, dan selama fasa kedua sisa supernova memancarkan tenaganya pada lapisan paling luar dan paling sejuk. Fasa ini boleh bertahan ribuan tahun. Tahap ketiga berlaku setelah cengkerang menyapu jisim bahan antara bintang yang setanding dengan atau lebih besar daripada cengkeramannya sendiri; pengembangan pada masa itu perlahan. Bahan padat, kebanyakannya antara bintang di pinggir luarnya, memancarkan tenaga yang masih ada selama beratus-ratus ribu tahun. Fasa terakhir dicapai apabila tekanan dalam sisa supernova menjadi sebanding dengan tekanan medium antar bintang di luar sisa, sehingga sisa kehilangan identiti tersendiri. Pada peringkat pengembangan seterusnya, medan magnet galaksi penting dalam menentukan pergerakan gas yang mengembang lemah. Walaupun sebahagian besar bahan bergabung dengan medium antarbintang tempatan, mungkin terdapat kawasan yang tersisa dari gas yang sangat panas yang menghasilkan sinar-X lembut (iaitu beberapa ratus volt elektron) yang dapat dilihat secara tempatan.
Supernova galaksi baru-baru ini yang diperhatikan berada pada fasa pertama evolusi yang disarankan di atas. Di laman Kepler's dan Tycho's novae, ada awan mengaburkan yang berat, dan objek optik yang tersisa sekarang menjadi simpul gas bercahaya. Berhampiran nova Tycho, di Cassiopeia, terdapat gumpalan optik yang serupa yang nampaknya masih ada letupan supernova yang lain. Akan tetapi, pada teleskop radio, keadaannya sangat berbeza: sisa Cassiopeia adalah sumber radio terkuat di seluruh langit. Kajian mengenai sisa ini, yang disebut Cassiopeia A, menunjukkan bahawa letupan supernova berlaku di sana pada sekitar tahun 1680, yang dilewatkan oleh pemerhati kerana debu yang mengaburkan.
