Les novae sont des systèmes binaires serrés avec des périodes orbitales de 0,05 à 230 jours. Une des composantes de ces systèmes est une étoile naine chaude qui, soudain, pendant un intervalle de temps allant de quelque jours à quelque douzaines ou quelque centaines de jours, accroit son éclat de 7 à 19 mag, puis qui, progressivement, en l'espace de quelque mois, de quelques années ou de quelque décennies, revient à son état initial.

De faibles variations peuvent se présenter lors du minimum d'éclat. Les composantes froides peuvent être des géantes, des sous-géantes ou des naines de type spectral K ou M. Autour du maximum, les spectres des novae ressemblent d'abord aux spectres d'absorption d'étoiles lumineuses de type spectral A à F. Ensuite apparaissent des larges raies d'émission (bandes) d'hydrogène, d'hélium et d'autres éléments avec des composantes en absorption, prouvant l'existence d'une enveloppe en expansion rapide. Au fur et à mesure de la décroissance d'éclat, le spectre composite commence à montrer des raies interdites caractéristiques du spectre des nébuleuses gazeuses excitées par des étoiles chaudes. Au minimum d'éclat les spectres des novae sont, en règle général, des spectres continus ou ressemblent aux spectres des étoiles Wolf-Rayet. Seuls les spectres des systèmes les plus massifs montrent quelques traces de leurs composantes froides. Quelques novae révèlent après la crise des pulsations de la composante chaude avec des périodes de l'ordre de 100 secondes et des amplitudes d'environ 0,05 mag. Elles deviennent ainsi des systèmes à éclipses.

Après le maximum la chute d'éclat, rapide au début, se ralentit (v1500 Cyg, nova 1975).

Selon la vitesse de la chute d'éclat après le maximum les novae sont subdivisées en rapides (NA), lentes (NB), très lentes (NC) et récurrentes (NR). Enfin les "novalike" (Nl) sont des cas particuliers.

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