Remanente de supernova, nebulosa dejada después de una supernova, una explosión espectacular en la que una estrella expulsa la mayor parte de su masa en una nube de escombros que se expande violentamente. En la fase más brillante de la explosión, la nube en expansión irradia tanta energía en un solo día como lo ha hecho el Sol en los últimos tres millones de años. Tales explosiones ocurren aproximadamente cada 50 años dentro de una gran galaxia. Se han observado con menos frecuencia en la Vía Láctea porque la mayoría de ellos han estado ocultos por las oscuras nubes de polvo. Se observaron supernovas galácticas en 1006 en Lupus, en 1054 en Tauro, en 1572 en Cassiopeia (nova de Tycho, llamada así por Tycho Brahe, su observador), y finalmente en 1604 en Serpens, llamada nova de Kepler. Las estrellas se volvieron lo suficientemente brillantes como para ser visibles durante el día. La única supernova a simple vista que se produjo desde 1604 fue Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes (la galaxia más cercana al sistema de la Vía Láctea), visible solo desde el hemisferio sur. El 23 de febrero de 1987, una estrella supergigante azul se iluminó gradualmente para convertirse en una tercera magnitud, fácilmente visible por la noche, y posteriormente se ha seguido en todas las bandas de longitud de onda disponibles para los científicos. El espectro mostró líneas de hidrógeno expandiéndose a 12,000 km por segundo, seguido de un largo período de lento descenso. Hay 270 remanentes de supernova conocidos, casi todos observados por su fuerte emisión de radio, que pueden penetrar el polvo oscuro en la galaxia.
Los restos de supernova son muy importantes para la estructura de las galaxias. Son una fuente importante de calentamiento de gas interestelar por medio de la turbulencia magnética y los choques violentos que producen. Son la fuente principal de la mayoría de los elementos pesados, desde el oxígeno en adelante. Si la estrella masiva en explosión todavía está dentro de la nube molecular en la que se formó, el remanente en expansión podría comprimir el gas interestelar circundante y desencadenar la posterior formación de estrellas. Los restos contienen fuertes ondas de choque que crean filamentos de material que emiten fotones de rayos gamma con energías de hasta 10 14 voltios de electrones y aceleran electrones y núcleos atómicos hasta energías de rayos cósmicos, desde 10 9 hasta 10 15 voltios de electrones por partícula. En el vecindario solar, estos rayos cósmicos transportan tanta energía por metro cúbico como la luz de las estrellas en el plano de la galaxia, y la transportan a miles de años luz sobre el plano.
Gran parte de la radiación de los remanentes de supernova es radiación sincrotrón, que es producida por electrones en espiral en un campo magnético a casi la velocidad de la luz. Esta radiación es dramáticamente diferente de la emisión de electrones que se mueven a bajas velocidades: (1) está fuertemente concentrada en la dirección hacia adelante, (2) se extiende sobre un amplio rango de frecuencias, con una frecuencia promedio que aumenta con la energía del electrón, y (3) altamente polarizado. Los electrones de muchas energías diferentes producen radiación esencialmente en todas las longitudes de onda, desde la radio a través de infrarrojos, ópticos y ultravioleta hasta rayos X y gamma.
Alrededor de 50 remanentes de supernova contienen púlsares, los remanentes de la estrella de neutrones que giran de la antigua estrella masiva. El nombre proviene de la radiación pulsada extremadamente regular que se propaga al espacio en un haz estrecho que pasa al observador de manera similar al haz de un faro. Hay varias razones por las cuales la mayoría de los remanentes de supernova no contienen púlsares visibles. Quizás el púlsar original fue expulsado porque hubo un retroceso de una explosión asimétrica, o la supernova formó un agujero negro en lugar de un púlsar, o el rayo del púlsar giratorio no pasa por el sistema solar.
Los restos de supernova evolucionan a través de cuatro etapas a medida que se expanden. Al principio, se expanden tan violentamente que simplemente barren todo el material interestelar más antiguo delante de ellos, actuando como si se estuvieran expandiendo al vacío. El gas conmocionado, calentado a millones de grados Kelvin por la explosión, no irradia muy bien su energía y es fácilmente visible solo en rayos X. Esta etapa generalmente dura varios cientos de años, después de los cuales el caparazón tiene un radio de aproximadamente 10 años luz. A medida que se produce la expansión, se pierde poca energía, pero la temperatura cae porque la misma energía se distribuye en un volumen cada vez mayor. La temperatura más baja favorece más emisiones, y durante la segunda fase, el remanente de supernova irradia su energía en las capas más exteriores y frías. Esta fase puede durar miles de años. La tercera etapa ocurre después de que el caparazón ha barrido una masa de material interestelar que es comparable o mayor que la suya; la expansión ya se ha desacelerado sustancialmente. El material denso, principalmente interestelar en su borde exterior, irradia su energía restante durante cientos de miles de años. La fase final se alcanza cuando la presión dentro del remanente de supernova se vuelve comparable a la presión del medio interestelar fuera del remanente, por lo que el remanente pierde su identidad distintiva. En las etapas posteriores de expansión, el campo magnético de la galaxia es importante para determinar los movimientos del gas que se expande débilmente. Incluso después de que la mayor parte del material se haya fusionado con el medio interestelar local, podría haber regiones restantes de gas muy caliente que producen rayos X suaves (es decir, los de unos pocos cientos de voltios de electrones) observables localmente.
Las recientes supernovas galácticas observadas se encuentran en las primeras fases de la evolución sugeridas anteriormente. En los sitios de las novas de Kepler y Tycho, existen nubes oscuras y oscuras, y los objetos ópticos restantes ahora son nudos discretos de gas brillante. Cerca de la nova de Tycho, en Cassiopeia, hay briznas ópticamente insignificantes similares que parecen ser restos de otra explosión de supernova. Sin embargo, para un radiotelescopio, la situación es espectacularmente diferente: el remanente de Cassiopeia es la fuente de radio más fuerte en todo el cielo. El estudio de este remanente, llamado Cassiopeia A, revela que ocurrió una explosión de supernova allí aproximadamente en 1680, que los observadores no pudieron ver debido al polvo que se ocultaba.
