Κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες
 Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες υποδιαιρούνται σε αρκετές μικρότερες ομάδες, που συχνά ονομάζονται βάσει ενός φωτεινού πρωτότυπου αστέρα χαρακτηριστικού της τάξης τους. Σε ορισμένες περιπτώσεις, το μαγνητικό πεδίο του λευκού νάνου είναι αρκετά ισχυρό ώστε να διαταράξει τον εσωτερικό δίσκο συσσώρευσης ή ακόμα και να αποτρέψει τη δημιουργία δίσκου εντελώς. Τα μαγνητικά συστήματα συχνά εμφανίζουν ισχυρή και μεταβλητή πόλωση στο οπτικό τους φως και επομένως αποκαλούνται μερικές φορές πολικά . Αυτά συχνά παρουσιάζουν διακυμάνσεις φωτεινότητας μικρού εύρους σε αυτό που θεωρείται ότι είναι η περίοδος περιστροφής του λευκού νάνου. Υπάρχουν πάνω από 1600 γνωστά συστήματα κατακλυσμικών αστέρων. Ο κατάλογος οριστικοποιήθηκε την 1η Φεβρουαρίου 2006, αν και ανακαλύπτονται κάθε χρόνο. Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί συγκαταλέγονται στις κατηγορίες των αστρονομικών αντικειμένων που συνήθως ανακαλύπτονται από τους ερασιτέχνες, αφού ένας κατακλυσμικός μεταβλητός στη φάση της έκρηξης είναι αρκετά φωτεινή ώστε να μπορεί να ανιχνευθεί με πολύ μέτρια όργανα και τα μόνα ουράνια αντικείμενα που εύκολα μπερδεύονται είναι φωτεινοί αστεροειδείς των οποίων η κίνηση από νύχτα σε νύχτα είναι σαφής. Η επαλήθευση ότι ένα αντικείμενο είναι κατακλυσμικός μεταβλητός είναι επίσης αρκετά απλή: είναι συνήθως αρκετά μπλε αντικείμενα, παρουσιάζουν ταχεία και ισχυρή μεταβλητότητα και τείνουν να έχουν παράξενες γραμμές εκπομπής . Εκπέμπουν στην υπεριώδη ακτινοβολία και στις ακτίνες Χ . Αναμένεται επίσης να εκπέμπουν ακτίνες γάμμα, από την εξουδετέρωση ποζιτρονίων από πυρήνες πλούσιους σε πρωτόνια που παράγονται κατά την έκρηξη σύντηξης, μολονότι αυτό το φαινόμενο δεν έχει ακόμη εντοπιστεί. Περίπου έξι γαλαξιακοί καινοφανείς (δηλ. στον δικό μας γαλαξία ) ανακαλύπτονται κάθε χρόνο, ενώ τα μοντέλα που βασίζονται σε παρατηρήσεις σε άλλους γαλαξίες υποδεικνύουν ότι ο ρυθμός εμφάνισης θα έπρεπε να είναι μεταξύ 20 και 50. Αυτή η απόκλιση οφείλεται εν μέρει στην σκίαση από τη διαστρική σκόνη και εν μέρει στην έλλειψη παρατηρητών στο νότιο ημισφαίριο και στις δυσκολίες παρατήρησης, ενώ ο ήλιος είναι σε πανσέληνο . Ορισμένοι κατακλυσμικοί μεταβλητοί βιώνουν περιοδικές λαμπρύνσεις που προκαλούνται από παραμορφώσεις του δίσκου προσαύξησης όταν η περιστροφή του είναι σε συντονισμό με την τροχιακή περίοδο του δυαδικού συστήματος. Ένας κατάλογος και ο άτλας των κατακλυσμικών μεταβλητών (Archival Edition) Κατάλογος κατακλυσμικών δυαδικών ψηφίων, δυαδικών δυαδικών ψηφίων χαμηλής μάζας και συναφών αντικειμένων (RKcat Edition 7.24, 31 Δεκεμβρίου 2015 - Η τελική έκδοση) Η CVnet, ένας ιστότοπος και μια κοινότητα για τους λάτρεις του βιογραφικού σημειώματος και τους ερευνητές - παρουσιάζει ανακοινώσεις νέων ανακαλύψεων Ένας οδηγός αρχαρίων για κατακλυσμικές μεταβλητές - διαθέτει μια πολύ καλή κατηγοριοποίηση των διαφορετικών κατηγοριών αστέρων Κατακλυσμικές μεταβλητές , η σελίδα της ερευνητικής υπηρεσίας Αρχείο Ερευνών Αρχιτεκτονικής Επιστημονικής Αρχής (HEASARC) της NASA
Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες ( CV ) είναι αστέρες οι οποίοι αυξάνουν ακανόνιστα τη φωτεινότητα τους κατά ένα μεγάλο παράγοντα και στη συνέχεια επιστρέφουν σε κατάσταση ηρεμίας. Αρχικά ονομάζονταν καινοφανείς αστέρες (novae), καθώς εμφανίζονταν ξαφνικά στον ουρανό με εξαιρετική λαμπρότητα, ορατοί με γυμνό μάτι , σαν νέοι αστέρες στον ουρανό. Οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες είναι δυαδικοί αστέρες που αποτελούνται από δύο συστατικά: ένα πρωτεύον λευκό νάνο και μια δευτερεύουσα μάζα . Οι αστέρες είναι τόσο κοντά μεταξύ τους ώστε η βαρύτητα του λευκού νάνου παραμορφώνει το δευτερεύον σώμα, και ο λευκός νάνος συσσωρεύει ύλη από τον σύντροφο του. Ως εκ τούτου, το δευτερεύον σώμα αναφέρεται συχνά ως ο αστέρας δορυφόρος . Η συσσωρευμένη ύλη, η οποία είναι συνήθως πλούσια σε υδρογόνο , σχηματίζει στις περισσότερες περιπτώσεις ένα δίσκο προσαύξησης γύρω από τον λευκό νάνο. Ισχυρή εκπομπή ακτινοβολίας UV και ακτίνων Χ παρατηρείται συχνά από τον δίσκο προσαύξησης, ο οποίος τροφοδοτείται από την απώλεια βαρυτικής δυναμικής ενέργειας από το συσσωρευμένο υλικό. Το υλικό στην εσωτερική άκρη του δίσκου πέφτει στην επιφάνεια του πρωτεύοντος λευκού νάνου. Ένα ξέσπασμα κλασσικού καινοφανή αστέρα συμβαίνει όταν η πυκνότητα και θερμοκρασία στον πυθμένα του συσσωρευμένου στρώματος υδρογόνου αυξηθεί τόσο ώστε να πυροδοτήσει αλυσιδωτές αντιδράσεις σύντηξης υδρογόνου, οι οποίες μετατρέπουν ταχέως το στρώμα υδρογόνου σε ήλιο . Εάν η διαδικασία αύξησης συνεχιστεί αρκετά ώστε να φέρει το λευκό νάνο κοντά στο όριο Chandrasekhar , η αυξανόμενη εσωτερική πυκνότητα μπορεί να προκαλέσει θετική ανάδραση σύντηξης άνθρακα και να προκαλέσει έκρηξη τύπου σουπερνόβα Ia , η οποία θα καταστρέψει τελείως τον λευκό νάνο. Ο δίσκος προσαύξησης μπορεί να είναι επιρρεπής σε μια αστάθεια που οδηγεί σε εκρήξεις νάνου καινοφανή , όταν το εξωτερικό τμήμα του δίσκου αλλάζει από μία ψυχρή και θαμπή κατάσταση σε μία θερμότερη και πιο φωτεινή για κάποιο χρονικό διάστημα, πριν επιστρέψει στην κατάσταση ψύξης. Ο νάνος καινοφανής μπορεί να επαναληφθεί σε μια κλίμακα ημερών έως και δεκαετιών.