Но́вые звёзды, переменные звёзды, характеризующиеся быстрым (за несколько часов или суток) повышением блеска на 6–19 звёздных величин (что соответствует увеличению светимости в сотни – десятки миллионов раз) и более медленным спадом примерно к прежнему уровню блеска, занимающим от нескольких месяцев до нескольких лет. Общепринятое название «новые звёзды» не вполне корректно, поскольку речь идёт не о только что сформировавшихся звёздах, а о системах значительного возраста.

По современным представлениям, новые звёзды являются тесными двойными звёздными системами с орбитальными периодами, как правило, менее суток. Одним из компонентов системы является белый карлик, масса которого, согласно теории, не может превосходить 1,4 массы Солнца (предел Чандрасекара). Вещество с поверхности второго компонента системы (красного карлика или субгиганта с массой порядка солнечной) перетекает в сторону белого карлика. Немедленное падение этого вещества на поверхность белого карлика невозможно, поскольку оно обладает значительным моментом импульса. Вокруг белого карлика образуется аккреционный диск (рис. 1). Рис. 1. Тесная двойная система с белым карликом в представлении художника. Вещество перетекает с обычной звезды на белый карлик и образует вокруг него аккреционный диск.Рис. 1. Тесная двойная система с белым карликом в представлении художника. Вещество перетекает с обычной звезды на белый карлик и образует вокруг него аккреционный диск.Часть вещества тормозится в аккреционном диске и выпадает на поверхность белого карлика; другая часть вещества выбрасывается из диска в окружающее пространство. При накоплении на поверхности белого карлика достаточного количества вещества и выполнении определённых условий, относящихся, в частности, к содержанию химических элементов в перетекающем газе, происходит взрывное начало термоядерных реакций. Белый карлик сбрасывает внешнюю оболочку, которая постепенно расширяется и рассеивается в пространстве. Двойная система при этом не разрушается.

Кривые изменения блеска новых звёзд (рис. 2) имеют общие черты, но могут заметно различаться на спаде блеска после максимума. На различных стадиях изменения блеска наблюдаются характерные изменения в спектре системы. Вблизи максимума блеска смещение спектральных линий поглощения говорит о расширении оболочки со скоростью около 1000 км/с. После максимума в спектре появляются линии излучения водорода и ионизованных металлов, возникают новые системы линий поглощения, соответствующие дополнительному выбросу вещества с другими скоростями. Когда блеск после максимума ослабевает примерно на 5 звёздных величин, спектр состоит преимущественно из линий поглощения и напоминает спектры планетарных туманностей. Спустя годы после вспышки действительно удаётся обнаружить туманность, окружающую бывшую новую звезду.

Несколько раз в столетие появляются особенно яркие новые звёзды, в максимуме блеска становящиеся звёздами 1-й звёздной величины или даже более яркими. В 20 в. таких звёзд было обнаружено 5, последняя из них – в 1942 г. в созвездии Корма.

Рис. 2. Кривые изменения блеска новых звёзд (произвольно сдвинуты вдоль осей).Рис. 2. Кривые изменения блеска новых звёзд (произвольно сдвинуты вдоль осей).Каждый год в Галактике вспыхивают порядка 100 новых звёзд, но до конца 20 в. удавалось обнаружить лишь 10–20 из них (значительную часть новых звёзд выявляют любители астрономии). В начале 21 в. полнота открытий повысилась благодаря автоматическим обзорам неба. Если экстраполировать наблюдаемое количество вспышек на всё время существования Галактики, то их количество превысит полную численность звёзд Галактики за всю её историю. Поэтому считается, что большинство систем новых звёзд вспыхивают в ходе своей эволюции неоднократно с интервалами между вспышками, составляющими тысячелетия. Известно несколько новых звёзд, у которых в исторические времена было зарегистрировано две и более вспышек (с интервалами в десятилетия); такие системы называют повторными новыми звёздами. По-видимому, интервал между двумя вспышками повторной новой звезды тем короче, чем менее мощными являются эти вспышки. Взрывы новых звёзд, у которых повторных вспышек не наблюдалось, как правило, мощнее.

В максимуме блеска новые звёзды становятся наиболее яркими (после сверхновых) звёздами своей галактики. Их удаётся обнаруживать не только в пределах нашей Галактики, но и в других звёздных системах. Светимость новых звёзд в максимуме закономерно связана со скоростью развития процесса (она тем выше, чем быстрее развивается и затухает вспышка), что позволяет использовать новые звёзды для оценки расстояний до других галактик. Светимости новых звёзд в минимуме блеска соответствуют светимостям звёзд-карликов.

Системы, подобные новым звёздам по характеру изменений блеска или спектра, называют новоподобными звёздами. Строение двойных звёздных систем новых сходно со строением некоторых других типов переменных звёзд (карликовые новые звёзды, или переменные звёзды типа U Близнецов, и др.).

От новых звёзд следует отличать сверхновые звёзды, вспышки которых происходят в результате взрыва одиночных или двойных звёзд достаточно большой массы на завершающем этапе их эволюции и приводят к образованию нейтронных звёзд или чёрных дыр. В 2010 г. был введён термин килоновые звёзды, относящийся к явлениям выделения энергии, примерно в 1000 раз превосходящим явления при взрывах новых звёзд. Килоновые звёзды связывают со слияниями двух нейтронных звёзд либо слияниями нейтронной звезды с чёрной дырой. Явление килоновой может сопровождаться излучением гравитационных волн.