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  總的來看,5%吸積的質量參與核融合成為爆發的動力,它丟擲的質量有太陽質量的萬分之一,相較於白矮星的質量是非常小的。噴出物的速度約每秒數千公里 - 快新星的速度比慢新星快,光度從太陽的數倍臨時增加至50,000至100,000倍。新星對星際物質的貢獻並不大,在銀河系內只相當於超新星的1/50,紅巨星和超巨星的1/200。  光度的上升是快還是慢,與新星的型別有關,而在到達高峰之後,光度的下降是很穩定的。從最大光度下降2至3個星等所花費的時間,可以用來對新星進行分類。快新星在短於25天的時間內光度會下降2等,慢新星則會超過80天才降低2星等。

  只要伴星能繼續的供應氫在白矮星的表面吸積,一顆白矮星就能反覆的爆發成為新星,例如蛇夫座 RS,就是一顆已經知道有過6次爆發記錄的新星(分別在1893、1933、1958、1967、1985和2006年)。再發新星是罕見的。有人推測多數新星會再發,其間隔為1,000年到100,000年,取決於白矮星質量吸積的速率、表面重力的強度;質量較大的白矮星吸積足夠下次爆炸的燃料所需要的時間短於質量較低的,也就是質量大的白矮星再發的間隔較短。

  1572年,丹麥天文學家第谷·布拉赫在仙后座觀察到超新星SN 1572,並且在他的著作《de nova stella》(拉丁文,意思為“關於新星”)中描述時,給了“新星”這個名稱。在書中,他以近處的物體應該會相對於恆星產生位置的改變,來論述說新星的距離非常遙遠。雖然這是一顆超新星,而不是一顆傳統的新星,但直到1930年代人們才意識到這兩個概念的不同。

  新星有些特性可以做為距離的標準燭光,像是絕對星等的分佈是雙峰的,一個主峰值在-7.5等,另一個次要的在-8.8等;大致上在峰值之後的15天,會有相似的絕對星等(-5.5)。以新星建立的距離估計,和以造父變星對鄰近的星系和星系團估計的距離比較,它們是比較準確的。

  2015年2月19日,日本國立天文臺研究團隊從觀察2013年海豚座新星發現,新星爆炸製成大量鋰元素,這意味著經典新星爆炸可能是宇宙製造鋰元素的主要機制。
新星是一種白矮星,是激變變星的一類,其吸積在表面的氫發生劇烈爆炸。它們原本都很暗,難以被發現,突然爆發增亮,被認為是新產生的恆星,因此而得名。新星按光度下降速度分為快新星(NA)、中速新星(NAB)、慢新星(NB)和甚慢新星(NC)(還有加州理工學院在2007年5月首度發現的亮紅新星),亮度為平常時期的幾萬甚至幾百萬倍,持續幾星期或幾年。