نوعی ستاره متغییر انفجاری ( CATACLYSMIC) که دارای درخششهای ناگهانی چند ساعته تا چند روزه به صورت افزایش(حتی تا یک میلیون برابر) در درخشندگی می باشد و دامنه تغییرات نوری به 11 تا 12 قدر می رسد.(نواختر 1975 دجاجه (V1500 Cyg) بطور استثنایی دارای دامنه تغییراتی به اندازه 19 قدر است.)در نواختر ها کاهش نورانیت با آهنگ بسیار کندتری نسبت به افزایش نورانیت رخ می دهد.کلمه نواختر یا ستاره جدید دارای ریشه های تاریخی است چراکه قبل از این تصور می شده که آنها ستارهای تازه متولد شده باشند.برخلاف انفجار ابرنواختری که یکبار رخ می دهد وکل ستاره را برای یکبار تحت تاثیرات مخرب وشدید قرار می دهد پدیده نواختر پدیده ای در مقیاس کوچکتر ودر بسیاری موارد قابل تکرار می باشد. در حال حاضر می دانیم که نواخترها کوتوله های سفیدی هستند که عضو یک سیستم ستاره دوتایی بوده ودر مواردی ستاره های دوتایی هستند که برهمکنش مستقیم دارند.ستاره همدم در این سیستمهای دوتایی عموما" ستاره ای غول می باشد که لب روچه خود را پرکرده است.
نواختر هارا میتوان از چند جنبه تقسیم بندی نمود.
I – بر اساس اینکه یک نواختر با چه مدت زمانی تاخیر ، دوباره رخ می دهد وچند ویژگی دیگر نواخترها به سه گروه تقسیم می شود:
1- نواخترهای کلاسیکی
2-نواخترها تکرار شونده
3- نواخترهای کوتوله
دو مورد اول از لحاظ ساختمانی مشابه بوده ولی مورد سوم که با نام ستاره های متغییر U جوزایی هم شناخته می شوند دارای ویژگیهای متفاوتی می باشند.
یک نواختر کلاسیک دارای درخششی ناگهانی به اندازه هزاران تا یک میلیون بار افزایش در درخشندگی(معادل 8 تا 15 قدر افزایش نورانیت) وپرتاب لایه هایی از ستاره اصلی می باشد . در این نواخترها ،ستاره اصلی که یک کوتوله سفید می باشد بدنبال واکنشهای هسته ای ،لایه های سطحیش از عناصر کربن ،نیتروژن واکسیژن غنی شده که البته توانایی تولید انرژی از این مواد را ندارد.بعد ازاینکه این ستاره توانست به لطف گرانشش مقداری از هیدروژنهای همدم نوع غولش را به شکل قرص برافزایشی جذب کند این مواد نهایتا" به سطح کوتوله سفید رسیده لایه های زیرین را فشار می دهند.بعد از مدتی که مقدار مواد جذب شده به مقدار لازم رسیده(انتقال جرم) و دما به یک دمای بحرانی (در حدود 10 میلیون درجه کلوین)رسیدشرایط برای رخ دادن واکنشهای هسته ای آماده می شود ، با یک انفجار ناگهانی ، لایه های بالایی (شامل هیدروژن بعلاوه مقداری هلیم جذب شده ) منفجر شده وبه فضا پرتاب میشوند . آنچه بعد از انفجار باقی می ماند همان کوتوله سفید بوده بعلاوه یک پوسته که به سرعت در حال دورشدن از آن می باشد(پدیده مشابه در صورتیکه ستاره اصلی به جای کوتوله سفید از نوع نوترونی باشد موجب تولید انفجارات اشعه ایکسی (X-ray bursts) می گردد) طی انفجار ، توده های ابر گازی با سرعت زیاد حدود 1500 کیلومتر در ثانیه از ستاره کنده می شوند . این سرعت از سرعت لازم برای پاشیده شدن گاز در فضای بین ستاره ای بیشتر است: علاوه برگاز ،ذرات غبار هم به فضا پرتاب می شوند که این ذرات طی گسترش در فضا سرد شده ودر میان توده های گازی نزدیک محل انفجارمتوقف می شوند.مقدار کلی جرم از دست داده یک ستاره انفجاری در حدود یک در ده هزارم کل جرم کوتوله سفید می باشد واین کسر می تواند بیش از این هم باشد.
جالب این است که بعد از مدتی جذب مواد از غول همسایه معمولا" دوباره شرایط برای انفجاری مشابه آماده می شود.نواختر تکرار شونده. در این نواخترهاگرچه مکانیزم انفجار مانند نواخترهای کلاسیک است ولی مقدار افزایش نورانیت در آنها کمتر است.در هفت مورد از نواخترهای این گروه افزایش نورانیت به اندازه 4 تا 9 قدر بوده ودوره تکرار نیز بین 10 تا 100 سال است.یک نمونه بارز هم نواختر RS حوایی (در صورت فلکی حوا)است ک قدر آن از 5/12 به 8/4 می رسد.انفجار این نواختر در سالهای 1898،1933،1958،1967 و1985 بوده است.معمولا" نورانیت این نواختر طی 24 ساعت افزایش می یابد سپس طی 100روز یا بیشتر نورانیت آن به حالت اولیه برمی گردد.بعد از گذشت 700 روز از افزایش نورانیت ودر حالیکه نور آن بسیار کاهش یافته یک افزایش نور جزیی هم دارد.فاصله بین افزایش نورانیتها دارای نظم مشخصی نیست ودر حالت کمینه نور هم قدر آن بین 1 تا 3 قدر متغییر می باشد.گونه دیگر این گروه ستاره های BLAZE (ستاره های متغییر T تاج شمالی) وستاره های U عقربی می باشد.ستاره های T قطب نمایی (در صورت فلکی قطب نما یا Pyxis)هم دارای دوره تکرار حدود 80 ساله می باشد.عقیده بر این است که نواخترهای تکرار شونده دارای دو زیر گروه هستند: نوع A که سر دسته آن ستاره T قطب نمایی می باشد همان نواخترهای کلاسیکی باشند که بیشتر ازیک انفجار از آنها مشاهده شده است .نوع B که انفجارهای آنها ناشی از ناپایداری وانفجارهای درون قرص برافزایشی باشد واز این لحاظ مانند ستاره های متغییر U جوزایی هستند.
II - بر اساس کاهش نورانیت به اندازه 10 قدر ازحالت بیشینه نورانیت ،نواخترها به دو دسته تقسیم می شوند:
1-نواخترهای سریع (NA) که کاهش نور از حالت حداکثر نورانیت و کم نور شدن به اندازه 10 قدر در کمتر از 100 روز رخ می دهد.در بیشتر موارد چند روز در حالت با درخشندگی زیاد می درخشند سپس به نورانیت اولیه بازمی گردند.نمونه نوعی این گروه نواختر برساووشی 1901 در صورت فلکی برساووش می باشد.
2- نواخترهای کند( NB) که کاهش نور به اندازه 10 قدردر150 روز یا بیشتر رخ می دهد.با آهنگی کندتر نسبت به گروه قبلی به حداکثر نورانیت رسیده،چند هفته تا چند ماه در همان حالت باقی می مانند سپس نور آنها روبه کاهش می گذارد.در حالیکه نور این نواخترها از حداکثر نورانیت رو به کاهش می گذارد عموما" دوباره با آهنگی کند ونامنظم یک افزایش نورانیت جزیی مشاهده می شود ودوباره کاهش نورانیت عادی ادامه پیدا می کند.در بعضی از نواخترها بعد از گذشت 2 تا 5 ماه از حداکثر نورانیت یک حالت کمینه نور عمیق وگسترده رخ می دهد که ستاره شناسان آن را ناشی از وجود لایه های غبار تیره در حال فرار از ستاره می دانند. بعد از اینکه این لایه های از بین رفتند نورانیت نواختر به همان مقداری که توقع داشته ایم برمی گردد.یک نمونه بارز این گروه نواختر 1934 جاثی می باشد.
3 – نواخترهای بسیار کند(NC).زیرگروه دیگری از نواخترها وجود دارد که در آنها هم افزایش نور کندتر است(حتی گاهی بیشتر از یک قرن ) وهم کاهش نور.تعداد نوخترهای شناخته شده این گروه کم است.اولین نواختر شناخته شده این گروه نواختر RT صورت فلکی مار(حیه) می باشد.نورانیت این نواختر آرام به 5/10 می رسد حدود 10 سال در این حالت باقی می ماند سپس یا آهنگی بسیار کند نورانیت آن رو به کاهش می گذارد در سال 1942 قدر آن به 14 رسیده است.این گروه نواختری با نام نواخترهای سیمبیوتیک هم شناخته می شوند.
از زمانهای قدیم آشکارشدن نقطه ای ستاره مانند در جایی از آسمان طی چند شب که قبل از آن ستاره ای وجود نداشته همیشه نظر بشر را به خود جلب می کرده است.البته این پدیده در زمان رنسانس در اروپا که عقاید کلیسایی حکم فرما بود وآسمان را کامل و بدون تغییر می پنداشتند مورد توجه قرار نمی گرفت. امروزه وقتی ستاره شناسان به مدارک چنین ستاره هایی از صدها سال پیش احتیاج دارند به فرهنگ وتمدنهایی مانند چین مراجعه می کنند.آشکار شدن ستاره تیکو وستاره کپلر (که هردو نواختر بودند) در سالهای 1572 و 1604 موجب ایجاد تغییراتی در طرز تفکر اروپاییان شدند.
با وجود عکس های مختلف از مناطق مختلف آسمان براحتی می توان گذشته بسیاری از نواختر ها را بررسی نمود.همچنین باتوجه به شناخت نسبتا" کاملی که از آنها کسب کرده ایم بکمک بررسی های طیف سنجی در زمان تغییرات نوری می توان به اطلاعات با ارزشی درباره آنها دست یافت. امکان مشاهده نواختر در کهکشانهای دیگر نیز وجود دارد وهدف این است که از آنها برای محاسبه کهکشانهای نزدیک استفاده شود.بیشتر نواخترهای کشف شده در کهکشان خودمان قرار دارندودر بعضی مناطق هم آهنگ کشف آنها به دو عدد در سال می رسد.آهنگ کشف نواخترهای کشف شده در فواصل نزدیک خورشید بدلیل وجود غبارهای بین ستاره ای که جلوی عبور نور را می گیرند تا 5درصد کاهش دارد درصورتیکه آهنگ کشف نواخترها در کل کهکشان در حدود 40 عدد در سال است.
تابش یک پیش نواختر (یعنی ستاره ای که به نواختر تبدیل خواهد شد) در نور مرئی مشابه خورشید است در حالیکه در حداکثر نورانیت تابش آن مانند یک ابرغول از رده طیفی F8 می باشد .یک نمونه از ستاره با این رده طیفی ستاره Wezen یا وزن چهارمین ستاره پرنور صورت فلکی سگ بزرگ می باشد.