Remanescente de supernova, nebulosa deixada para trás após uma supernova, uma explosão espetacular na qual uma estrela ejeta a maior parte de sua massa em uma nuvem de detritos em expansão violenta. Na fase mais brilhante da explosão, a nuvem em expansão irradia tanta energia em um único dia quanto o Sol fez nos últimos três milhões de anos. Tais explosões ocorrem aproximadamente a cada 50 anos em uma grande galáxia. Eles foram observados com menos frequência na Via Láctea, porque a maioria deles foi escondida pelas nuvens obscuras de poeira. As supernovas galácticas foram observadas em 1006 em Lúpus, em 1054 em Touro, em 1572 em Cassiopeia (nova de Tycho, em homenagem a Tycho Brahe, seu observador) e, finalmente, em 1604 em Serpens, chamada nova de Kepler. As estrelas ficaram brilhantes o suficiente para serem visíveis durante o dia. A única supernova a olho nu que ocorreu desde 1604 foi a Supernova 1987A na Grande Nuvem de Magalhães (a galáxia mais próxima do sistema da Via Láctea), visível apenas no Hemisfério Sul. Em 23 de fevereiro de 1987, uma estrela supergigante azul brilhou para se tornar gradualmente de terceira magnitude, facilmente visível à noite, e foi seguida posteriormente em todas as faixas de comprimento de onda disponíveis para os cientistas. O espectro mostrou linhas de hidrogênio expandindo a 12.000 km por segundo, seguidas por um longo período de lento declínio. Existem 270 remanescentes de supernovas conhecidos, quase todos observados por suas fortes emissões de rádio, que podem penetrar na poeira obscura da galáxia.
Os remanescentes de supernova são muito importantes para a estrutura das galáxias. Eles são uma importante fonte de aquecimento de gás interestelar por meio da turbulência magnética e dos choques violentos que eles produzem. Eles são a principal fonte da maioria dos elementos pesados, desde o oxigênio em diante. Se a estrela massiva em explosão ainda estiver dentro da nuvem molecular em que se formou, o restante em expansão pode comprimir o gás interestelar circundante e desencadear a formação estelar subsequente. Os remanescentes contêm fortes ondas de choque que criam filamentos de material emitindo fótons de raios gama com energias de até 10 14 elétron-volts e elétrons aceleradores e núcleos atômicos até energias de raios cósmicos, de 10 9 a 10 15 elétron-volts por partícula. Na vizinhança solar, esses raios cósmicos carregam tanta energia por metro cúbico quanto a luz das estrelas no plano da galáxia e a milhares de anos-luz acima do plano.
Grande parte da radiação dos remanescentes de supernovas é radiação síncrotron, que é produzida por elétrons em espiral em um campo magnético quase à velocidade da luz. Essa radiação é dramaticamente diferente da emissão de elétrons em movimento a baixas velocidades: (1) é fortemente concentrada na direção direta, (2) espalhada por uma ampla faixa de frequências, com a frequência média aumentando com a energia do elétron e (3) altamente polarizado. Elétrons de muitas energias diferentes produzem radiação em praticamente todos os comprimentos de onda, do rádio aos infravermelhos, ópticos e ultravioletas até os raios X e gama.
Cerca de 50 remanescentes de supernovas contêm pulsares, os remanescentes giratórios de estrelas de nêutrons da antiga estrela massiva. O nome vem da radiação pulsada excessivamente regular que se propaga no espaço em um feixe estreito que varre o observador de maneira semelhante ao raio de um farol. Existem várias razões pelas quais a maioria dos remanescentes de supernova não contém pulsares visíveis. Talvez o pulsar original tenha sido ejetado porque houve um recuo de uma explosão assimétrica, ou a supernova formou um buraco negro em vez de um pulsar, ou o feixe do pulsar rotativo não passa pelo sistema solar.
Os remanescentes de supernova evoluem por quatro estágios à medida que se expandem. A princípio, eles se expandem tão violentamente que simplesmente varrem todo o material interestelar mais antigo, agindo como se estivessem se expandindo no vácuo. O gás chocado, aquecido a milhões de kelvins pela explosão, não irradia muito bem sua energia e é facilmente visível apenas em raios-X. Esse estágio geralmente dura várias centenas de anos, após os quais a casca tem um raio de cerca de 10 anos-luz. À medida que a expansão ocorre, pouca energia é perdida, mas a temperatura cai porque a mesma energia é distribuída em um volume cada vez maior. A temperatura mais baixa favorece mais emissão e, durante a segunda fase, o restante da supernova irradia sua energia nas camadas mais externas e frias. Essa fase pode durar milhares de anos. O terceiro estágio ocorre depois que a concha varreu uma massa de material interestelar comparável ou superior à sua; a expansão então desacelerou substancialmente. O material denso, principalmente interestelar em sua borda externa, irradia sua energia restante por centenas de milhares de anos. A fase final é atingida quando a pressão dentro do remanescente da supernova se torna comparável à pressão do meio interestelar fora do remanescente, de modo que o remanescente perde sua identidade distinta. Nos estágios posteriores da expansão, o campo magnético da galáxia é importante para determinar os movimentos do gás que se expande fracamente. Mesmo depois que a maior parte do material se fundiu com o meio interestelar local, pode haver regiões remanescentes de gás muito quente que produzem raios-X moles (isto é, aqueles de algumas centenas de elétrons-volts) observáveis localmente.
As recentes supernovas galácticas observadas estão nas primeiras fases da evolução sugerida acima. Nos locais das novase de Kepler e Tycho, existem pesadas nuvens obscurecedoras, e os objetos ópticos restantes agora são nós imperceptíveis de gás brilhante. Perto da nova de Tycho, na Cassiopeia, existem tufos opticamente insignificantes semelhantes que parecem ser remanescentes de mais uma explosão de supernova. Para um radiotelescópio, no entanto, a situação é espetacularmente diferente: o restante da Cassiopeia é a fonte de rádio mais forte em todo o céu. O estudo deste remanescente, chamado Cassiopeia A, revela que ocorreu uma explosão de supernova em aproximadamente 1680, perdida pelos observadores por causa da poeira que obscureceu.
