بقايا مستعر أعظم، سديم خلفه بعد مستعر أعظم ، انفجار مذهل تطلق فيه النجمة معظم كتلتها في سحابة حطام تتوسع بعنف. في المرحلة الأكثر سطوعًا من الانفجار ، تشع السحابة المتوسعة الكثير من الطاقة في يوم واحد كما فعلت الشمس في الثلاثة ملايين سنة الماضية. تحدث مثل هذه الانفجارات كل 50 عامًا تقريبًا داخل مجرة كبيرة. وقد لوحظت مرات أقل في مجرة درب التبانة لأن معظمها تم إخفاؤه بسبب سحب الغبار المحجوبة. ولوحظت المستعرات الأعظمية في المجرة عام 1006 في الذئبة ، وفي 1054 في برج الثور ، وفي عام 1572 في كاسيوبيا (نوفا تايكو ، التي سميت باسم تايكو براهي ، مراقبها) ، وأخيرًا في 1604 في سيربينس ، تسمى نوفل كيبلر. أصبحت النجوم مشرقة بما يكفي لتكون مرئية في وضح النهار. كانت المستعر الأعظم الوحيد بالعين المجردة الذي حدث منذ عام 1604 هو المستعر الأعظم 1987A في سحابة ماجلان الكبيرة (المجرة الأقرب لنظام درب التبانة) ، والتي لا تظهر إلا من نصف الكرة الجنوبي. في 23 فبراير 1987 ، أضاء نجم أزرق عملاق ليصبح تدريجياً حجمًا ثالثًا ، يمكن رؤيته بسهولة في الليل ، وتم متابعته لاحقًا في كل نطاق موجي متاح للعلماء. أظهر الطيف خطوط هيدروجين تتوسع بسرعة 12000 كيلومتر في الثانية ، تليها فترة طويلة من الانخفاض البطيء. يوجد 270 بقايا سوبرنوفا معروفة ، تمت ملاحظتها جميعًا تقريبًا من خلال انبعاثها الراديوي القوي ، والذي يمكن أن يخترق الغبار الغامض في المجرة.
بقايا المستعر الأعظم مهمة جدًا في تركيب المجرات. فهي مصدر رئيسي لتسخين الغاز بين النجوم من خلال الاضطراب المغناطيسي والصدمات العنيفة التي تنتجها. فهي المصدر الرئيسي لمعظم العناصر الثقيلة ، من الأكسجين إلى الأعلى. إذا كان النجم الهائل المتفجر لا يزال داخل السحابة الجزيئية التي تشكل فيها ، فإن البقايا المتوسعة قد تضغط الغاز النجمي المحيط وتحفز تكوين النجوم اللاحق. تحتوي البقايا على موجات صدمة قوية تخلق خيوطًا من المواد التي تنبعث منها فوتونات أشعة غاما مع طاقات تصل إلى 10 14 فولت إلكترون وتسريع الإلكترونات والنوى الذرية حتى طاقات الأشعة الكونية ، من 10 9 إلى 10 15 فولت إلكترون لكل جسيم. في الجوار الشمسي ، تحمل هذه الأشعة الكونية قدرًا من الطاقة لكل متر مكعب مثل ضوء النجوم في مستوى المجرة ، وتحمله إلى آلاف السنين الضوئية فوق الطائرة.
الكثير من الإشعاع من بقايا المستعر الأعظم هو إشعاع السنكروترون ، الذي يتم إنتاجه بواسطة إلكترونات تتصاعد في مجال مغناطيسي بسرعة الضوء تقريبًا. يختلف هذا الإشعاع بشكل كبير عن الانبعاث من الإلكترونات التي تتحرك بسرعات منخفضة: (1) يتركز بقوة في الاتجاه الأمامي ، (2) ينتشر عبر مجموعة واسعة من الترددات ، مع زيادة متوسط التردد مع طاقة الإلكترون ، و (3) استقطاب عالي. تنتج الإلكترونات من العديد من الطاقات المختلفة إشعاعًا في جميع الأطوال الموجية ، بدءًا من الراديو عبر الأشعة تحت الحمراء والبصرية والأشعة فوق البنفسجية حتى الأشعة السينية وأشعة غاما.
يحتوي حوالي 50 من بقايا السوبرنوفا على النجوم النابضة ، وهي بقايا النجوم النيوترونية الدوارة للنجم الضخم السابق. يأتي الاسم من الإشعاع النبضي المنتظم الذي ينتشر في الفضاء في شعاع ضيق يمر عبر المراقب بشكل مشابه للحزمة من المنارة. هناك عدة أسباب لعدم احتواء معظم بقايا السوبرنوفا على النجوم النابضة. ربما تم طرد النجم النابض الأصلي لأنه كان هناك ارتداد من انفجار غير متماثل ، أو شكل المستعر الأعظم ثقبًا أسود بدلاً من النجم النابض ، أو أن شعاع النجم النابض لا يمر عبر النظام الشمسي.
تتطور بقايا المستعر الأعظم من خلال أربع مراحل أثناء توسعها. في البداية ، يتوسعون بعنف لدرجة أنهم ببساطة يمسحون جميع المواد القديمة بين النجوم قبلهم ، ويتصرفون كما لو كانوا يتوسعون في فراغ. لا يُشع الغاز المصعوق ، الذي يتم تسخينه لملايين الكلفن بسبب الانفجار ، طاقته بشكل جيد ولا يمكن رؤيته إلا في الأشعة السينية. تستمر هذه المرحلة عادةً عدة مئات من السنين ، وبعد ذلك يبلغ نصف قطر القشرة حوالي 10 سنوات ضوئية. مع حدوث التوسع ، يتم فقدان القليل من الطاقة ، ولكن درجة الحرارة تنخفض بسبب انتشار الطاقة نفسها إلى حجم أكبر من أي وقت مضى. تفضل درجة الحرارة المنخفضة انبعاثًا أكبر ، وخلال المرحلة الثانية تشع بقايا السوبرنوفا طاقتها في الطبقات الخارجية والأبرد. يمكن أن تستمر هذه المرحلة آلاف السنين. تحدث المرحلة الثالثة بعد أن اكتسحت القشرة كتلة من المواد بين النجوم التي تكون مماثلة أو أكبر من كتلتها ؛ بحلول ذلك الوقت تباطأ التوسع بشكل كبير. المواد الكثيفة ، معظمها بين النجوم في حافتها الخارجية ، تشع طاقتها المتبقية لمئات الآلاف من السنين. يتم الوصول إلى المرحلة النهائية عندما يصبح الضغط داخل بقايا المستعر الأعظم مشابهًا لضغط الوسط النجمي خارج البقايا ، وبالتالي تفقد البقية هويتها المميزة. في المراحل اللاحقة من التوسع ، يكون المجال المغناطيسي للمجرة مهمًا في تحديد حركات الغاز المتوسع ضعيفًا. حتى بعد اندماج الجزء الأكبر من المادة مع الوسط النجمي المحلي ، قد تكون هناك مناطق متبقية من الغاز الحار جدًا التي تنتج أشعة سينية ناعمة (أي بضع مئات من الإلكترونات فولت) يمكن ملاحظتها محليًا.
توجد المستعرات الأعظمية المجرية الأخيرة التي تمت ملاحظتها في المراحل الأولى من التطور المقترح أعلاه. في مواقع نوفيلا كيبلر وتيكو ، توجد غيوم غامضة ثقيلة ، والأشياء البصرية المتبقية هي الآن عقدة غير واضحة للغاز المتوهج. بالقرب من نوفا تايكو ، في كاسيوبيا ، هناك حكمة مماثلة غير مهمة بصريًا والتي تبدو وكأنها بقايا انفجار آخر مستعر أعظم. أما بالنسبة إلى التلسكوب الراديوي ، فإن الوضع مختلف بشكل مذهل: إن كاسيوبيا المتبقية هي أقوى مصدر راديو في السماء بأكملها. تكشف دراسة هذه البقايا ، المسماة Cassiopeia A ، أن انفجار المستعر الأعظم وقع هناك في حوالي عام 1680 ، غاب عنه المراقبون بسبب الغبار الغامض.
