โนวาเป็นปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ชั่วคราวที่ทำให้เกิดการปรากฏขึ้นอย่างฉับพลันของดาวฤกษ์สว่างดวงใหม่ที่ดูเหมือน "ดาวดวงใหม่" (จึงเป็นที่มาของชื่อ "โนวา" ซึ่งมาจากภาษาละตินแปลว่า "ใหม่"; เป็นคำย่อของ "สเตลลา โนวา" ซึ่งมาจากภาษาละตินแปลว่า "ดาวดวงใหม่") ซึ่งจะค่อยๆ จางหายไปในเวลาหลายสัปดาห์หรือหลายเดือน โนวาที่สังเกตได้ทั้งหมดเกี่ยวข้องกับดาวแคระขาวในระบบดาวคู่ ใกล้ชิด แต่สาเหตุของการปรากฏตัวอย่างน่าทึ่งของโนวาจะแตกต่างกันไป ขึ้นอยู่กับสถานการณ์ของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดทั้งสองดวง ประเภทหลักของโนวา ได้แก่ โนวาแบบคลาสสิก โนวาแบบเกิดซ้ำ (RNe) และโนวาแคระพวกมันทั้งหมดถือว่าเป็นดาวแปรแสงแบบหายนะ

การระเบิดของโนวาแบบคลาสสิกเป็นประเภทที่พบได้บ่อยที่สุด ประเภทนี้มักเกิดขึ้นในระบบดาวคู่ที่อยู่ใกล้กัน ซึ่งประกอบด้วยดาวแคระขาวและดาวฤกษ์ประเภทใดประเภทหนึ่งต่อไปนี้ ได้แก่ดาวฤกษ์ลำดับ หลัก ดาว กึ่งยักษ์หรือดาวยักษ์แดงหากคาบการโคจรของระบบน้อยกว่าหรือเท่ากับไม่กี่วัน ดาวแคระขาวจะอยู่ใกล้ดาวคู่มากพอที่จะดึงดูดสสารที่สะสมตัว มาสู่พื้นผิว ทำให้เกิดชั้นบรรยากาศ ที่หนาแน่นแต่ตื้น ชั้น บรรยากาศนี้ส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนจะถูกความร้อนจากดาวแคระขาวที่ร้อนจัด และในที่สุดก็จะถึงอุณหภูมิวิกฤต ทำให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชัน แบบรวดเร็ว และควบคุมไม่ได้ การเพิ่มขึ้นของพลังงานอย่างฉับพลันจะขับไล่ชั้นบรรยากาศออกไปสู่อวกาศระหว่างดาว ทำให้เกิดชั้นบรรยากาศที่มองเห็นเป็นแสงในระหว่างเหตุการณ์โนวา ในหลายศตวรรษที่ผ่านมา เหตุการณ์เช่นนี้ถูกคิดว่าเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่ โนวาบางส่วนสร้างซากโนวา ที่มีอายุสั้น อาจคงอยู่ได้เพียงไม่กี่ศตวรรษ

โนวาแบบเกิดซ้ำเกี่ยวข้องกับกระบวนการเดียวกันกับโนวาแบบคลาสสิก ยกเว้นว่าเหตุการณ์โนวาจะเกิดขึ้นซ้ำเป็นรอบๆ ในช่วงเวลาไม่กี่ทศวรรษหรือน้อยกว่านั้น เนื่องจากดาวคู่จะป้อนสสารให้กับชั้นบรรยากาศหนาแน่นของดาวแคระขาวอีกครั้งหลังจากการจุดระเบิดแต่ละครั้ง เช่นเดียวกับดาวฤกษ์T Coronae Borealis

ภายใต้เงื่อนไขบางประการ การสะสมมวลอาจกระตุ้นให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชันแบบควบคุมไม่ได้ ซึ่งจะทำลายดาวแคระขาวแทนที่จะเพียงแค่ขับไล่ชั้นบรรยากาศออกไป ในกรณีนี้ เหตุการณ์ดังกล่าวโดยทั่วไปจะถูกจัดประเภทเป็น ซู เปอร์ โนวาประเภท Ia

โนวาส่วนใหญ่มักปรากฏบนท้องฟ้าตามแนวเส้นทางของทางช้างเผือก โดยเฉพาะอย่างยิ่งใกล้กับ ศูนย์กลางกาแล็กซีที่สังเกตได้ในกลุ่มดาวคนยิงธนู อย่างไรก็ตาม โนวาสามารถปรากฏขึ้นได้ทุกที่บนท้องฟ้า โนวาเกิดขึ้นบ่อยกว่าซูเปอร์โน วาใน กาแล็กซี มาก โดยเฉลี่ยประมาณสิบดวงต่อปีในทางช้างเผือก ส่วนใหญ่พบเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ อาจมีเพียงหนึ่งดวงทุกๆ 12–18 เดือนเท่านั้นที่สามารถ มองเห็นได้ ด้วยตาเปล่า โนวาที่มี ความสว่างระดับ 1 หรือ 2 เกิดขึ้นเพียงไม่กี่ครั้งต่อศตวรรษ โนวาที่สว่างที่สุดครั้งล่าสุดคือV1369 Centauriซึ่งมีความสว่างระดับ 3.3 เมื่อวันที่ 14 ธันวาคม 2013 ^{[ 1 ]}

ในช่วงศตวรรษที่สิบหก นักดาราศาสตร์ไทโค บราเฮสังเกตเห็นซูเปอร์โนวาSN 1572ในกลุ่มดาวแคสซิโอเปียเขาได้บรรยายไว้ในหนังสือDe nova stella ( ภาษาละตินแปลว่า "เกี่ยวกับดาวดวงใหม่") ซึ่งนำไปสู่การใช้ชื่อโนวาในงานนี้เขาได้โต้แย้งว่าวัตถุที่อยู่ใกล้เคียงควรจะมองเห็นว่าเคลื่อนที่สัมพันธ์กับดาวฤกษ์ที่อยู่กับที่ ดังนั้นโนวาจึงต้องอยู่ไกลมาก แม้ว่าต่อมาจะพบว่า SN 1572 เป็นซูเปอร์โนวา ไม่ใช่โนวา แต่คำศัพท์ทั้งสองก็ถือว่าใช้แทนกันได้จนถึงทศวรรษ 1930 ^{[ 2 ]}หลังจากนั้น โนวาจึงถูกเรียกว่าโนวาคลาสสิกเพื่อแยกความแตกต่างจากซูเปอร์โนวาเนื่องจากเชื่อว่าสาเหตุและพลังงานของพวกมันแตกต่างกัน โดยอาศัยหลักฐานจากการสังเกตเพียงอย่างเดียว

แม้ว่าคำว่า "สเตลลาโนวา" จะหมายถึง "ดาวดวงใหม่" แต่ปรากฏการณ์โนวาส่วนใหญ่มักเกิดขึ้นในดาวแคระขาวซึ่งเป็นซากของดาวฤกษ์ที่มีอายุเก่าแก่มาก

วิวัฒนาการของดาวโนวาที่อาจเกิดขึ้นเริ่มต้นด้วย ดาวฤกษ์ ลำดับหลัก สองดวง ในระบบดาวคู่ ดวงหนึ่งในสองดวงนั้นวิวัฒนาการเป็นดาวยักษ์แดงโดยทิ้งแกนดาวแคระขาวที่เหลืออยู่ไว้ในวงโคจรกับดาวฤกษ์ที่เหลืออยู่ ดาวดวงที่สอง—ซึ่งอาจเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักหรือดาวยักษ์ ที่กำลังแก่ตัว —เริ่มปล่อยชั้นบรรยากาศของมันไปยังดาวแคระขาวที่เป็นคู่ของมันเมื่อมันล้นขอบเขตRoche lobeผลที่ตามมาคือ ดาวแคระขาวจะค่อยๆ ดักจับสสารจากชั้นบรรยากาศภายนอกของคู่ของมันในจานสะสมมวล และในทางกลับกัน สสารที่สะสมไว้จะตกลงไปในชั้นบรรยากาศ เนื่องจากดาวแคระขาวประกอบด้วยสสารเสื่อมสภาพไฮโดรเจนที่สะสมไว้ จึง ไม่สามารถขยายตัวได้แม้ว่าอุณหภูมิจะเพิ่มขึ้น ^{ก็ตาม}การหลอมรวมนิวเคลียร์แบบควบคุมไม่ได้จะเกิดขึ้นเมื่ออุณหภูมิของชั้นบรรยากาศนี้ถึง ~20 ล้านKซึ่งเริ่มต้นการเผาไหม้นิวเคลียร์ผ่านวัฏจักร CNO [ ^{3 ]}

หากอัตราการสะสมมวลเหมาะสม การหลอมรวมไฮโดรเจนอาจเกิดขึ้นอย่างเสถียรบนพื้นผิวของดาวแคระขาว ทำให้เกิดแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ที่อ่อนมากแต่สำหรับพารามิเตอร์ของระบบไบนารีส่วนใหญ่ การเผาไหม้ไฮโดรเจนจะไม่เสถียรทางความร้อนและเปลี่ยนไฮโดรเจนจำนวนมากให้กลายเป็นธาตุเคมี อื่น ที่หนักกว่า อย่างรวดเร็ว ในปฏิกิริยาที่ควบคุมไม่ได้^{[ 2 ]}ปลดปล่อยพลังงานมหาศาล ซึ่งจะพัดก๊าซที่เหลือออกไปจากพื้นผิวของดาวแคระขาวและทำให้เกิดการระเบิดของแสงที่สว่างมาก

ความสว่างอาจเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วหรือค่อยเป็นค่อยไป หลังจากถึงจุดสูงสุด ความสว่างจะลดลงอย่างต่อเนื่อง^{[ 4 ]}เวลาที่ใช้ในการลดความสว่างของโนวาลง 2 หรือ 3 แมกนิจูดจากความสว่างทางแสงสูงสุดนั้นใช้สำหรับการจัดกลุ่มโนวาเป็นชั้นความเร็ว โนวาที่เร็วโดยทั่วไปจะใช้เวลาน้อยกว่า 25 วันในการลดความสว่างลง 2 แมกนิจูด ในขณะที่โนวาที่ช้าจะใช้เวลามากกว่า 80 วัน^{[ 5 ]}

แม้ว่าจะมีความรุนแรง แต่โดยปกติแล้วปริมาณวัสดุที่ถูกปล่อยออกมาในโนวาจะมีเพียงประมาณ1 / 10,000ของมวลของดวงอาทิตย์ซึ่งค่อนข้างน้อยเมื่อเทียบกับมวลของดาวแคระขาว ยิ่งไปกว่านั้น มีเพียงร้อยละ 5 ของมวลที่สะสมเท่านั้นที่ถูกหลอมรวมในระหว่างการระเบิดพลังงาน^{[ 2 ]}อย่างไรก็ตาม พลังงานนี้ก็เพียงพอที่จะเร่งการปล่อยโนวาให้มีความเร็วสูงถึงหลายพันกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งสูงกว่าสำหรับโนวาเร็วมากกว่าโนวาช้า พร้อมกับการเพิ่มขึ้นของความสว่างจากไม่กี่เท่าของดวงอาทิตย์เป็น 50,000–100,000 เท่าของดวงอาทิตย์^{[ 2 ] [ 6 ]}ในปี 2010 นักวิทยาศาสตร์ที่ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศเฟอร์มิแกมมาเรย์ ของนาซา ค้นพบว่าโนวายังสามารถปล่อยรังสีแกมมา (>100 MeV) ได้อีกด้วย ^{[ 7 ]}

ดาวแคระขาว อาจก่อให้เกิดโนวาหลายครั้งในช่วงเวลาหนึ่ง เนื่องจาก ไฮโดรเจนเพิ่มเติม จาก ดาวคู่ของมันยังคงสะสมอยู่บนพื้นผิวเมื่อสังเกตเห็นการปะทุซ้ำๆ เช่นนี้ วัตถุนั้นเรียกว่า โนวาแบบเกิดซ้ำ (recurrent nova) ตัวอย่างเช่นRS Ophiuchiซึ่งทราบกันว่าเคยปะทุมาแล้วเจ็ดครั้ง (ในปี 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 และ 2021) ในที่สุดดาวแคระขาวก็อาจระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาประเภท Ia ได้ หากอุณหภูมิเข้าใกล้ขีดจำกัดของจันทรเสกขาร์ (Chandrasekhar limit )

บางครั้ง ดาวโนวาจะสว่างมากและอยู่ใกล้โลกมากพอที่จะมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ตัวอย่างที่สว่างที่สุดเมื่อไม่นานมานี้คือโนวาไซก์นี 1975 (Nova Cygni 1975 ) ดาวโนวานี้ปรากฏขึ้นเมื่อวันที่ 29 สิงหาคม 1975 ในกลุ่มดาวหงส์ ห่างจาก ดาวเดเนบไปทางเหนือประมาณ 5 องศาและมี ความสว่างถึง ระดับ  2.0 (สว่างเกือบเท่าดาวเดเนบ ) ดาวโนวาที่สว่างน้อยที่สุดเมื่อไม่นานมานี้คือ โนวาV1280 สกอร์ปิอี (V1280 Scorpii ) ซึ่งมีความสว่างถึงระดับ 3.7 เมื่อวันที่ 17 กุมภาพันธ์ 2007 และโนวาเดลฟินี 2013 (Nova Delphini 2013 ) โนวาเซนทอรี 2013 (Nova Centauri 2013 ) ถูกค้นพบเมื่อวันที่ 2 ธันวาคม 2013 และจนถึงปัจจุบันเป็นดาวโนวาที่สว่างที่สุดในรอบพันปี นี้ โดยมีความสว่างถึงระดับ 3.3

โน วา ฮีเลียม (ที่เกิดการแฟลชฮีเลียม ) เป็นประเภทของปรากฏการณ์โนวาที่เสนอขึ้นมา ซึ่งไม่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัมการไม่มี เส้น ไฮโดรเจนอาจเกิดจากการระเบิดของ เปลือก ฮีเลียมบนดาวแคระขาวทฤษฎีนี้ได้รับการเสนอขึ้นครั้งแรกในปี 1989 และ โนวา ฮีเลียม ตัวแรก ที่ได้รับการสังเกตคือV445 Puppisในปี 2000 ^{[ 8 ]}ตั้งแต่นั้นมา โนวาอีกสี่ดวงได้รับการเสนอให้เป็นโนวาฮีเลียม^{[ 9 ]}

นักดาราศาสตร์ประเมินว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกมีดาวโนวาประมาณ 25 ถึง 75 ดวงต่อปี^{[ 10 ]}จำนวนดาวโนวาที่สังเกตได้จริงในกาแล็กซีทางช้างเผือกในแต่ละปีนั้นน้อยกว่ามาก ประมาณ 10 ดวง^{[ 11 ]}อาจเป็นเพราะดาวโนวาที่อยู่ไกลถูกบดบังด้วยการดูดซับของก๊าซและฝุ่น^{[ 11 ]}ณ ปี 2019 มีการบันทึกดาวโนวาที่น่าจะเป็นไปได้ 407 ดวงในกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 11 ]}ในกาแล็กซีแอนโดรเมดามีการค้นพบดาวโนวาที่สว่างกว่าระดับความสว่างประมาณ 20 ประมาณ 25 ดวงในแต่ละปี และพบจำนวนที่น้อยกว่าในกาแล็กซีใกล้เคียงอื่นๆ^{[ 12 ]}

การสังเกตการณ์ สเปกโทรสโกปีของเนบิวลา ที่เกิดจากการระเบิดของโนวา แสดงให้เห็นว่าเนบิวลาเหล่านี้อุดมไปด้วยธาตุต่างๆ เช่น ฮีเลียม คาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจน นีออน และแมกนีเซียม^{[ 2 ]} ปัจจุบัน การระเบิด ของ โนวาแบบคลาสสิกถือเป็นแหล่งสำคัญ และอาจเป็นแหล่งหลักของ การเสริม ลิเธียมในจานกาแล็กซี ตามแบบจำลองวิวัฒนาการทางเคมีของกาแล็กซีในปัจจุบัน^{[ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]}การมีส่วนร่วมของโนวาต่อตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์นั้นไม่มากนัก โนวาจัดหาวัสดุให้กับกาแล็กซีเพียง 1/50 ของซูเปอร์โนวา และเพียง1/200ของดาวยักษ์แดงและดาวยักษ์แดง^{[ 2 ]}

โนวาที่สังเกตพบแบบเกิดซ้ำ เช่นRS Ophiuchi (ซึ่งมีคาบการโคจรประมาณหลายทศวรรษ) นั้นหายาก อย่างไรก็ตาม นักดาราศาสตร์ตั้งทฤษฎีว่าโนวาส่วนใหญ่ หากไม่ใช่ทั้งหมด จะเกิดขึ้นซ้ำ แม้ว่าจะอยู่ในช่วงเวลาตั้งแต่ 1,000 ถึง 100,000 ปีก็ตาม^{[ 16 ]}ช่วงเวลาการเกิดซ้ำของโนวาขึ้นอยู่กับมวลของดาวแคระขาวมากกว่าอัตราการสะสมมวลของดาวแคระขาว เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลมากต้องการการสะสมมวลน้อยกว่าเพื่อเป็นเชื้อเพลิงในการปะทุเมื่อเทียบกับดาวแคระขาวที่มีมวลน้อยกว่า^{[ 2 ]}ดังนั้น ช่วงเวลาจึงสั้นกว่าสำหรับดาวแคระขาวที่มีมวลมาก^{[ 2 ]}

V Sagittaeมีลักษณะพิเศษตรงที่สามารถคาดการณ์เวลาการปะทุครั้งต่อไปได้อย่างแม่นยำพอสมควร โดยคาดว่าจะปะทุขึ้นอีกครั้งประมาณปี 2083 บวกหรือลบประมาณ 11 ปี^{[ 17 ]}

โนวาจะถูกจำแนกตาม ความเร็วการลดลงของ เส้นโค้งแสงโดยเรียกว่าประเภท A, B, C และ R ^{[ 18 ]}หรือใช้คำนำหน้า "N":

• NA : โนวาเร็ว ซึ่งมีความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ตามด้วยความสว่างลดลง 3 แมกนิจูด เหลือประมาณ1/16 ของความสว่างเดิม ภายใน 100 วัน^{[ 19 ]}
• หมายเหตุ : โนวาแบบช้า คือ ความสว่างลดลง 3 แมกนิจูดใน 150 วันขึ้นไป
• NC : โนวาที่เคลื่อนที่ช้ามาก หรือที่เรียกว่าโนวาแบบพึ่งพาอาศัยกันซึ่งจะคงความสว่างสูงสุดเป็นเวลาหนึ่งทศวรรษหรือมากกว่านั้น แล้วค่อยๆ จางลงอย่างช้าๆ
• NR / RN : โนวาที่เกิดซ้ำ ซึ่งมีการสังเกตพบการปะทุสองครั้งหรือมากกว่านั้นโดยเว้นระยะห่างกันไม่เกิน 80 ปี^{[ 20 ]}โดยทั่วไปแล้วสิ่งเหล่านี้ก็เกิดขึ้นอย่างรวดเร็วเช่นกัน

โนวาบางดวงทิ้งเนบิวลา ที่มองเห็นได้ ซึ่งเป็นวัสดุที่ถูกขับออกมาในการระเบิดของโนวาหรือในการระเบิดหลายครั้ง^{[ 21 ]}

ดาวโนวามีแนวโน้มที่ดีในการใช้เป็นมาตรฐานการวัดระยะทาง ตัวอย่างเช่น การกระจายของขนาดสัมบูรณ์ ของดาวโนวา มี ลักษณะ เป็นแบบสองยอดโดยมีจุดสูงสุดหลักอยู่ที่ขนาด −8.8 และจุดสูงสุดรองอยู่ที่ −7.5 นอกจากนี้ ดาวโนวายังมีขนาดสัมบูรณ์ใกล้เคียงกัน 15 วันหลังจากจุดสูงสุด (−5.5) การประมาณระยะทางโดยใช้ดาวโนวาไปยังกาแล็กซีและกระจุกกาแล็กซี ใกล้เคียงต่างๆ ได้รับการพิสูจน์แล้วว่ามีความแม่นยำเทียบเท่ากับที่วัดได้จากดาวแปรแสงเซเฟ อิด^{[ 22 ]}

โนวาแบบเกิดซ้ำ ( RN ) คือวัตถุที่พบว่ามีการปะทุของโนวาซ้ำๆ โนวาแบบเกิดซ้ำมักจะสว่างขึ้นประมาณ 9 แมกนิจูด ในขณะที่โนวาแบบคลาสสิกอาจสว่างขึ้นมากกว่า 12 แมกนิจูด^{[ 23 ]}

แม้ว่าจะมีการประมาณการว่าระบบโนวามากถึงหนึ่งในสี่จะประสบกับการปะทุหลายครั้ง แต่โนวาที่เกิดซ้ำเพียงสิบรายการ (ตามรายการด้านล่าง) เท่านั้นที่ได้รับการสังเกตในทางช้างเผือก^{[ 24 ]}

มีการสังเกตการณ์ดาวโนวาที่เกิดขึ้นซ้ำๆนอกกาแล็กซีหลายดวง ใน กาแล็กซีแอนโดรเมดา (M31) และเมฆแมเจลแลนใหญ่หนึ่งในดาวโนวาเหล่านี้คือM31N 2008-12aซึ่งปะทุขึ้นบ่อยครั้งถึงหนึ่งครั้งทุกๆ 12 เดือน

เมื่อวันที่ 20 เมษายน 2559 เว็บไซต์ Sky & Telescope รายงานว่าดาว T Coronae Borealisสว่างขึ้นอย่างต่อเนื่องจากระดับความสว่าง 10.5 เหลือประมาณ 9.2 เริ่มตั้งแต่เดือนกุมภาพันธ์ 2558 เหตุการณ์ที่คล้ายกันนี้เคยเกิดขึ้นในปี 2481 ตามมาด้วยการปะทุอีกครั้งในปี 2489 ^{[ 25 ]}ภายในเดือนมิถุนายน 2561 ดาวดวงนี้หรี่ลงเล็กน้อย แต่ยังคงมีกิจกรรมในระดับที่สูงผิดปกติ ในเดือนมีนาคมหรือเมษายน 2566 มันหรี่ลงเหลือระดับความสว่าง 12.3 ^{[ 26 ]}การหรี่ลงที่คล้ายกันนี้เกิดขึ้นในปีก่อนการปะทุในปี 2488 ทำให้บางคนแนะนำว่ามันน่าจะปะทุขึ้นระหว่างเดือนมีนาคมถึงกันยายน 2567 ^{[ 27 ]}ณ วันที่ 23 มิถุนายน 2569 การปะทุที่คาดการณ์ไว้นี้ยังไม่เกิดขึ้น

ดาวโนวาค่อนข้างพบได้ทั่วไปในกาแล็กซีแอนโดรเมดา (M31) รวมถึงดาวโนวาที่เกิดซ้ำด้วย^{[ 33 ] [ 34 ] [ 35 ]} มีการค้นพบ ดาวโนวาหลายสิบดวง (สว่างกว่าค่าความสว่างปรากฏ +20) ใน M31 ทุกปี^{[ 12 ]}สำนักงานกลางโทรเลขดาราศาสตร์ (CBAT) ได้ติดตามดาวโนวาใน M31 , M33และM81 ^{[ 36 ]}

• Bode, Michael F.; Evans, Aneurin (2008). ดาวโนวาคลาสสิก . ชุดดาราศาสตร์ฟิสิกส์เคมบริดจ์ (ฉบับที่ 2). เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ . ISBN 978-0-521-84330-0.
• Della Valle, Massimo; Izzo, Luca (กรกฎาคม 2020). "การสังเกตการณ์โนวาในกาแล็กซีและนอกกาแล็กซี". The Astronomy and Astrophysics Review . 28 (1): 3. arXiv : 2004.06540 ​​. Bibcode : 2020A&ARv..28....3D . doi : 10.1007/s00159-020-0124-6 . ISSN  0935-4956 . S2CID  215754507 .
• เฮอร์นานซ์, มาร์การิต้า; โฮเซ, จอร์ดี, สหพันธ์. (2545). Classical Nova Explosions: การประชุมนานาชาติเรื่อง Classical Nova Explosions, Sitges, สเปน, 20-24 พฤษภาคม, 2545 การดำเนินการประชุม AIP เมลวิลล์, นิวยอร์ก: สถาบันฟิสิกส์อเมริกัน . ไอเอสบีเอ็น 978-0-7354-0092-4.
• เพย์น-กาโปชกิน, เซซิเลีย (1957). ดาวโนวาแห่งกาแล็กซี . อัมสเตอร์ดัม, นิวยอร์ก: บริษัท นอร์ท ฮอลแลนด์ พับลิชชิ่ง . OCLC  838013 .
• Schaefer, Bradley E. (เมษายน 2010). "ประวัติการวัดแสงที่ครอบคลุมของโนวาเกิดซ้ำในกาแล็กซีที่รู้จักทั้งหมด" The Astrophysical Journal Supplement Series . 187 (2): 275– 373. arXiv : 0912.4426 . Bibcode : 2010ApJS..187..275S . doi : 10.1088/0067-0049/187/2/275 . ISSN  0067-0049 . S2CID  119294221 .
• Shafter, AW; และคณะ (10 มิถุนายน 2011). "การสำรวจสเปกโทรสโกปีและโฟโตเมตริกของโนวาใน M31". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 734 ( 1): 12. arXiv : 1104.0222 . Bibcode : 2011ApJ...734...12S . doi : 10.1088/0004-637X/734/1/12 . ISSN  0004-637X . S2CID  119114867 .

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับโนวา

• แคตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรแสงสถาบันดาราศาสตร์สเติร์นเบิร์กมอสโก
• ดาวแปรแสงประจำเดือนของ AAVSO: โนวา: พฤษภาคม 2001 เก็บถาวรเมื่อวันที่ 6 พฤศจิกายน 2003 ที่Wayback Machine
• โนวาจากนอกกาแล็กซี