Opšte prihvaćena slika pretpostavlja dve različite klase supernovih (SN): SN Ia koje potiču od stare, populacije II (tačnije predstavljaju termonuklearnu eksploziju C/O belog patuljka ili sudar dva bela patuljka u tesnom dvojnom sistemu), i SN II i Ib/c koje potiču od mladih masivnih zvezda i nastaju kao rezultat gravitacionog kolapsa (tzv. kolapsirajuće supernova). Istorijski, klasifikacija SN prema optičkom spektru započela je prepoznavanjem kao posebne klase SN I koje nemaju linije vodonika (H) u svom spektru, i SN II koje pak pokazuju prisustvo vodonika u spektru. Osim toga, SN II pokazuju i vrlo široko fotometrijsko ponašanje (različite krive sjaja) za razliku od SN I koje su izgledale kao jedna prilično homogena klasa objekata. Pokazalo se kasnije da postoje zapravo dve spektroskopski i fotometrijski različite potklase tipa I: SN Ia koje su ujedno i jedine supernove koje se pojavljuju u eliptičnim galaksijama, i SN Ib koje se nalaze u i oko H II regiona, i u spiralnim granama, što jasno ukazuje da njihove zvezde-roditelji moraju pripadati populaciji I, preciznije da su to ogoljene mlade masivne zvezde koje su izgubile svoj omotač (zbog snažnog zvezdanog vetra ili usled ispunjavanja Rošovog ovala u tesnom dvojnom sistemu). Treća potklasa SN Ic, otkrivena dosta kasnije, ne pokazuje ni linije helijuma (He) u spektrima, te tako odgovara masivnim zvezdama-roditeljima koje su ostale bez svojih H i He omotača.

SN Ia jedno su od najkorišćenijih astronomskih "oruđa" za određivanje daljina - tzv. "standardne sveće". Bolje razumevanje ostalih tipova supernovih (npr. SN II-P ili ogoljenih SN Ib/c) daje mogućnost da se i one iskoriste u tu svrhu. Da bismo odredili stvarne luminoznosti (apsolutne magnitude) kod kolapsirajućih supernovih posebno se moramo pozabaviti ekstinkcijom. Plan-paralelni model koji daje ekstinkciju zavisnu od inklinacije galaksije, (A ~ sec i), široko korišćen u prošlosti, pokazalo se, ne opisuje ekstinkciju adekvatno. Postoji nada da bi poboljšanje mogao doneti alternativni model koji uključuje radijalnu distribuciju optičke debljine tj. ekstinkcije u disku, na kome je, međutim, potrebno još dosta rada.

Hidrodinamička evolucija tokom ove faze data je rešenjem Sedova, v = dR/dt = 2R/(5t), tj. R = 1.17 (E_o/ρ_o)^1/5t^2/5, za sfernosimetričnu eksploziju u homogenom medijumu gustine ρ_o. Kada temperatura iza udarnog talasa dovoljno opadne postaju značajni gubici energije zračenjem i ostatak prelazi u radijativnu fazu. Očekuje se da tokom ove faze dođe do formiranja guste ljuske. Ostatak se širi potpomognut pritiskom iz unutrašnjosti, (R ~ t^2/7) ili usled održanja impulsa (R ~ t^1/4). Konačno, kada brzina širenja padne ispod lokalne brzine zvuka, v² ~ c_s² = γp_o/ρ_o, nastupa disipativna faza, ostatak se deformiše i "utapa" u okolnu međuzvezdanu sredinu.

Posebno interesantan problem u oblasti izučavanja ostataka supernovih jeste i pitanje njihove radio-evolucije ili tzv. Σ–D relacije (relacije između površinskog sjaja i prečnika) koja se može napisati u obliku Σ = A D^-β. Budući da parametri eksplozije (E_o, M_o) i evolucije (ρ_o) mogu biti prilično različiti za različite ostatke, gotovo opšte prihvaćeno mišljenje jeste da nije moguće konstruisati relaciju koja bi važila za sve ostatke. Međutim, nije isključeno postojanje jedinstvene relacije za pojedine klase ostataka. Jedna takva pouzdana relacija bi bila od ogromnog praktičnog značaja za procenu udaljenosti do ostataka do kojih daljine nisu određene drugim metodama.

Iako su poznati kao relativno jaki sinhrotronski radio-izvori, ostaci supernovih zrače i u vidljivom delu spektra. Potrage za ostacima u ovom delu spektra koriste činjenicu da u vidljivoj oblasti ostaci imaju povećan odnos inteziteta emisionih linija [S II] : Hα, u poređenju sa tipičnim HII regionima. Ovaj odnos se pokazao kao korisna alatka za razdvanjanje ostatka, u kojima se zagrevanje vrši udarnim talasom (odnos > 0.4, ali obično i znatno veći), od maglina u kojim glavnu ulogu ima proces fotojonizacije (odnos 0.4 ili manji, obično < 0.2). Fizička pozadina je sledeća: u tipičnim H II regionima, sumpor postoji uglavnom u stanju S++, zbog čega je odnos [S II] λλ 6717,6731 prema Hα mali. Nakon prolaska udarnog talasa kroz međuzvezdanu sredinu kada se kompresovani materijal konačno dovoljno ohladio, moguća su različita stanja jonizacije sumpora, uključujući S+. Na ovaj način se objašnjava povećan odnos [S II] : Hα kod ostataka.