发展

如果白矮星有一颗距离够近的伴星，使它能在伴星的洛希半径内，因此能稳定的从伴星的外层大气吸积气体于表面。这颗伴星可以是一颗主序星，或是已经膨胀成红巨星的老年恒星。被捕获的气体主要是氢和氦，两种都是宇宙间最平常与最主要的成分。吸积在白矮星表面的气体因为引力被压得更紧密，压力使得温度变得非常的高并且传导至内部。白矮星包含的简并物质不会因为受热而膨胀，而受到压缩的氢气不断在表面增长。氢聚变的速率受到温度和压力的影响，这意味着只要继续压缩，表面的温度和压力就会继续增加，当温度达到2,000万K时，核聚变反应就会发生；在这种温度下的氢主要经由碳氮氧循环燃烧。对多数的双星系统，氢燃烧的热量是不稳定的，并且会很快的将大量的氢转换成其他元素，而造成热失控反应（只有在范围很窄的吸积率下，氢聚变可以在表面稳定的进行）。这个过程会释放出大量的能量，使白矮星发生极端明亮的爆发，并将表面剩余的气体吹散。光度的上升是快还是慢，与新星的类型有关，而在到达高峰之后，光度的下降是很稳定的。从最大光度下降2至3个星等所花费的时间，可以用来对新星进行分类。快新星在短于25天的时间内光度会下降2等，慢新星则会超过80天才降低2星等。

但无论变化有多剧烈，新星所抛出的质量大约只有太阳质量的万分之一，相较于白矮星的质量是非常小的。此外，也只有5%吸积的质量参与核聚变成为爆发的动力。但是，这已有足够的能量让喷出物的速度高达每秒数千公里－ 快新星的速度比慢新星快，并同时让光度从太阳的数倍增加至50,000至100,000倍。

只要伴星能继续的供应氢在白矮星的表面吸积，一颗白矮星就能反复的爆发成为新星，例如蛇夫座 RS，就是一颗已经知道有过6次爆发记录的新星（分别在1893、1933、1958、1967、1985和2006年）。最后，白矮星或是将燃料用尽，或是坍缩成为中子星，或是爆炸成为Ia超新星。

有时，新星会有足够的亮度，并且以肉眼就能清楚的看见，在最近的例子就是1975年明亮的天鹅座新星。这颗新星于1975年8月29日出现在天鹅座的天津四北方约5度之处，视星等达到2.0等（与天津四的光度相似）。最靠近现在的是天蝎座V1280，在2007年2月17日亮度达到3.7等。

出现的概率，和天文物理上的意义

天文学家以银河系每年粗略估计有20至60颗新星出现的经验，估计出现率为每年40颗。每年被发现的新星数量低于此一数值被归咎于距离的遥远和观测的偏差。比较之下，每年在仙女座大星系发现的新星数量更低，只有银河系的1/2到1/3。

观察新星喷发出星云的光谱，已经发现其中含有丰富的氦、碳、氮、氧、氖和镁等元素。新星对星际物质的贡献并不大，在银河系内只相当于超新星的1/50，红巨星和超巨星的1/200。

再发新星，像是蛇夫座 RS（再发的周期大约是数十年）是罕见的。尽管理论上认为多数的新星 － 即使不是全部 － 都会再发，然而时间的尺度可能要长达1,000年到100,000年。新星再现的时间间隔依靠白矮星质量吸积的速率、表面引力的强度；质量较大的白矮星吸积足够下次爆炸的燃料所需要的时间短于质量较低的。结果是，质量大的白矮星再发的间隔较短。

历史的意义

1572年，丹麦天文学家第谷·布拉赫在仙后座观察到超新星SN 1572，并且在他的著作《de nova stella》（拉丁文，意思为“关于新星”）中描述时，给了“新星”这个名称。在书中，他以近处的物体应该会相对于恒星产生位置的改变，来论述说新星的距离非常遥远。虽然这是一颗超新星，而不是一颗传统的新星，但直到1930年代人们才意识到这两个概念的不同。

新星做为距离的指标

新星有些特性可以做为距离的标准烛光，像是绝对星等的分布是双峰的，一个主峰值在-7.5等，另一个次要的在-8.8等；大致上在峰值之后的15天，会有相似的绝对星等（-5.5）。以新星建立的距离估计，和以造父变星对邻近的星系和星系团估计的距离比较，它们是比较准确的。

新星是锂元素工厂

2015年2月19日，日本国立天文台研究团队从观察2013年海豚座新星发现，新星爆炸制成了大量锂元素，这意味着经典新星爆炸可能是宇宙制造锂元素的主要机制。

1890年以后的明亮新星

注：请随时加入亮度超过6.0等以上的新星。[1]

注

在摩根—肯纳光谱分类下，新星的光谱属于 Q 型。

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