of nieuwe ster is een aanvankelijk zwakke ster, die plotseling zeer sterk in helderheid toeneemt en dan geleidelijk weer tot ong. zijn vroegere lichtsterkte terugkeert. Een ster, die aanvankelijk alleen in een vrij grooten kijker waarneembaar is, kan plotseling een der helderste sterren van den hemel worden en vsch. weken met het bloote oog zichtbaar blijven.
Bij de meeste novae geschiedt de helderheidstoename (vaak meer dan 10 grootte-klassen, hetgeen beteekent, dat de lichtsterkte meer dan 10.000 maal zoo groot wordt) zeer snel, vaak binnen enkele uren, zoodat de n. bij haar ontdekking meestal reeds dicht bij haar maximum is. Het spectrum is dan hoofdzakelijk een absorptie-spectrum van het type A of B; het blauw en violet is zeer intensief, hetgeen wijst op een hooge temperatuur (ca. 10.000°).
De spectraallijnen zijn sterk naar het violet verschoven; dit beteekent (beginsel van Doppler), dat materie zich met groote snelheid naar ons toe beweegt (meerdere honderden km per sec), dus dat de ster snel aan het uitzetten is; er heeft een soort explosie plaats. Na weinige dagen neemt de helderheid snel af en treden in het spectrum sterke emissielijnen (heldere lijnen) op.
Daarna wordt de afname van de helderheid minder snel en vervolgens beginnen er vrij regelmatige schommelingen in de lichtsterkte op te treden. Het spectrum gaat geleidelijk over in een nevelspectrum (type P) en om de n. worden nevels zichtbaar, die zich met groote snelheid van de ster verwijderen.
Ten slotte gaat de ster over in een onregelmatige veranderlijke ster van het spectraaltype O en van ongeveer de helderheid van voor de uitbarsting.Van den toestand van de n. voor de uitbarsting is weinig bekend; daar het verschijnsel niet te voorspellen is, is men aangewezen op toevallige waarnemingen; de meeste n. waren voor de uitbarsting onregelmatig veranderlijk. Afwijkingen van het hierboven geschetste verloop komen veelvuldig voor; zoo was bij N Pictoris 1925 de helderheidsstijging langzaam; bij N Herculis 1934 trad na de daling weer een nieuwe stijging op en eenigen tijd later werd de ster als dubbelster waargenomen, enz. Ook vertoonen sommige veranderlijke sterren veel overeenkomst met n.; zoodat er vaak geen scherpe grens te trekken is. De n. hebben een groote absolute helderheid (gem. —6m).
Een bevredigende verklaring van het n.-verschijnsel ontbreekt. De oudere theorieën (botsing van twee sterren of van een ster met een stofwolk, enz.) komen in strijd met de waargenomen feiten. Waarschijnlijk is. dat het n.-stadium een overgang beteekent van de ster naar een meer stabielen evenwichtstoestand; het n.-verschijnsel is overigens volstrekt niet zeldzaam en als men rekening houdt met den waarschijnlijken levensduur van een ster, lijkt het niet onmogelijk, dat bijna iedere ster in zijn evolutie éénmaal een n. wordt. Een vrij groot aantal n. is waargenomen in extra-galactische nevels. Er is een vermoeden, dat deze n., die absoluut zeer helder zijn (gem. —14m), een afzonderlijke groep vormen, de supernovae; tot deze supernovae zou ook de zeer heldere N Cassiopeiae 1572 behooren.
Heldere novae na 1900: Reesinck.
Maximum Minimum N Persei 1901 0m 13m N Aquilae (Arend) 1918 —0,5 10,5 N Cvgni (Zwaan) 1920 1,5 12 N Pictoris 1926 1,0 13 N Herculis 1934 2,0 14,5—15 N Lacertae 1936 2,1 13—14