超新星爆發時，星的外層向周圍空間迅猛地拋出大量物質，這些物質在膨脹過程中和星際物質互相作用，形成絲狀氣體雲和氣殼，遺留在空間，成為非熱射電源，這就是超新星遺跡。星的殘骸可演化為中子星或白矮星。1976年D.H.克拉克等所列的射電源表中有120個超新星遺跡，絕大部分是銀河系內的射電源。
光學特徵 大多數超新星遺跡具有絲狀的亮雲或殼層。根據自行和視向速度得知，絲狀物都沿徑向向外膨膨脹，不同的絲狀物有不同的膨脹速度，例如仙後座A內就有快速運動（6，000公裡／秒）和慢速運動(30公裡/秒)的絲狀物。觀測絲狀物的光譜可得到其密度、溫度和化學組成等資料。
射電特征 各種射電波段上的亮溫度分佈觀測表明，超新星遺跡都具有殼層結構，即源的外層輻射強，向內迅速減弱。普遍認為其輻射性質是相對論性電子的同步加速輻射。1960年，什克洛夫斯基首先根據這種非熱輻射機制指出，超新星遺跡的表面亮度Σ和直徑d間存在著Σ∝dβ的演化關系(β是負值常數，有人取為-4.0)，並準確地預言瞭仙後座 A射電源流量密度隨時間遞減的規律。超新星遺跡的輻射是偏振的，但偏振度不大，對應的磁場強度一般在10-4～10-5高斯的量級上。表征射電流量密度Sv隨頻率變化Sv∝v-α的射電頻譜指數α一般在0.12～0.8之間，平均為0.5。
動力學演化 一般都采用沃爾哲的流體動力學模型，它分為四個階段：①自由膨脹相：這是初始階段，超新星拋出殼層的質量M遠大於它膨脹時沖擊波所掃過的星際物質的質量m，拋出殼層勻速向外膨脹，星際物質被壓縮，溫度升高。②絕熱相；當M＜m時，沖擊波絕熱地向外擴張，輻射損失可以忽略，系統的能量守恒。沖擊波及其後面氣體的運動規律，可用流體力學中著名的謝多夫相似解來描述。③輻射相；輻射損失的能量大於超新星爆發初始能量的一半時，即進入輻射相。此時，輻射損失已變為主要的，氣體迅速冷卻，但仍假定氣體的徑向動量守恒。④消失相：這是超新星遺跡的消失階段，氣體膨脹速度已經很小，當速度降到和星際氣體的不規則速度同量級(10公裡/秒)時，就消失於星際物質之中。目前所發現的超新星遺跡絕大部分是處於絕熱相階段，而處於後兩個階段的遺跡還未發現。
分佈特點 統計表明，從銀心到26，000光年以內，線直徑小於98光年的超新星遺跡面密度近似一常數（每千萬平方光年約0.5個）。離銀心26，000光年以外，其面密度迅速下降；到33，000光年時，下降到上述常數值的一半。離銀心52，000光年以外就沒有超新星遺跡瞭。另外，這種遺跡有明顯地集中於銀道面的傾向，離銀心愈近，這種傾向愈顯著。還發現在銀道面中性氫比較集中的旋臂上容易出現超新星遺跡。遺跡的分佈和銀河系星族 I恒星的分佈類似。這使許多研究者認為，超新星爆發前的星體多數是屬於星族I的恒星。
著名的超新星遺跡 迄今研究得最詳細的超新星遺跡是蟹狀星雲。根據中國古代天文記載，確認它是1054年爆發的超新星的遺跡（見彩圖）。仙後座 A是天空中除太陽以外最強的射電源。光學觀測表明，它是一個有缺口的不完全殼層（上面有大量的絲狀物和雲斑）。缺口處有一向外延伸約4′的亮斑，殼層的膨脹速度每秒約7，400公裡。在銀河系裡它是迄今發現的最年輕的超新星遺跡，一般估計是十七世紀末的一次超新星爆發後遺留下來的。奇怪的是，沒有關於這次事件的歷史記載。天鵝座環是一個有名的年老的超新星遺跡。它的光學外形是一個破碎的殼層，膨脹速度已徑很小，每秒約115公裡。位於豺狼座的射電源MSH14-415（又名PKS1459-41）是歷史記載中最亮的超新星。它爆發於1006年，在中國、日本、阿拉伯和歐洲的史籍都有關於這一事件的觀測記載，但到1976年才得到光學證認。它是一條長10′、寬1″～9″的非常暗弱的絲狀雲，位於射電亮度分佈圖的東北方向外邊緣處。另外兩個已知年齡的超新星遺跡是第谷超新星遺跡（即射電源3C10）和開普勒超新星遺跡(即射電源3C358)。它們分別是1572年和1604年爆發的超新星。在超新星遺跡中，除蟹狀星雲中發現有光學脈沖星外，第二個光學脈沖星是在船帆座X、Y、Z中發現的。除瞭開普勒超新星遺跡外，其餘的超新星遺跡都是X射線源。上述超新星遺跡的射電參數見表。
幾個著名超新星遺跡的射電參數
蟹狀星雲（M1）
美國海耳天文臺
馬頭星雲（NGC2024）
美國海耳天文臺
環狀星雲（M57）
美國海耳天文臺
船底座η星
美國托洛洛山天文臺
參考書目
E.H.David，Supernova Remnants，Galactic and Extragalactic Radio Astronomy，G.L.Verschuur and K.I.Kellermann eds，Springer-Verlag，Berlin，1974.