ดาวแคระโนวา (พหูพจน์novae ) หรือ ดาว แปรแสง U Geminorumเป็นดาวแปรแสงประเภทหนึ่งในบรรดาดาวแปรแสงแบบหายนะ หลายประเภท ซึ่งประกอบด้วย ระบบ ดาวคู่ ใกล้ชิด โดยที่องค์ประกอบหนึ่งเป็นดาวแคระขาวที่ดูดกลืนสสารจากดาวคู่ ดาวแคระโนวาจะสว่างน้อยกว่าและเกิดซ้ำบ่อยกว่าดาวโนวาแบบ "คลาสสิก" ^{[ 1 ]}

ดาวแคระโน วาดวงแรกที่ถูกสังเกตพบคือU Geminorumในปี พ.ศ. 2498 อย่างไรก็ตาม กลไกยังไม่เป็นที่รู้จักจนกระทั่งปี พ.ศ. 2517 เมื่อBrian Warnerแสดงให้เห็นว่าโนวาเกิดจากการเพิ่มขึ้นของความสว่างของจานสะสมมวล^{[ 2 ]} โนวา เหล่านี้คล้ายกับโนวา แบบคลาสสิก ตรงที่ดาวแคระขาวมีส่วนเกี่ยวข้องกับการระเบิดเป็นระยะ แต่กลไกนั้นแตกต่างกันโนวาแบบคลาสสิกเกิดจากการหลอมรวมและการระเบิดของไฮโดรเจนที่สะสมอยู่บนพื้นผิวของดาวฤกษ์หลัก ทฤษฎีปัจจุบันชี้ให้เห็นว่าโนวาของดาวแคระเกิดจากความไม่เสถียรในจานสะสมมวล เมื่อก๊าซในจานถึงอุณหภูมิ วิกฤต ที่ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงความหนืดส่งผลให้มวลที่ไหลผ่านจานเพิ่มขึ้นชั่วคราว ซึ่งทำให้จานทั้งหมดร้อนขึ้นและทำให้ความสว่างเพิ่มขึ้น การถ่ายโอนมวลจากดาวผู้ให้มีค่าน้อยกว่าการไหลที่เพิ่มขึ้นผ่านจาน ดังนั้นในที่สุดจานจะลดลงต่ำกว่าอุณหภูมิวิกฤตและกลับสู่โหมดที่เย็นกว่าและมืดกว่า^{[ 3 ] [ 4 ]}

ดาวโนวาแคระแตกต่างจากดาวโนวาแบบคลาสสิกในหลายๆ ด้านความสว่าง ของพวกมัน ต่ำกว่า และโดยทั่วไปแล้วจะเกิดขึ้นซ้ำๆ ในช่วงเวลาตั้งแต่หลายวันไปจนถึงหลายทศวรรษ^{[ 3 ]}ความสว่างของการระเบิดจะเพิ่มขึ้นตามช่วงเวลาการเกิดซ้ำและคาบการโคจร การวิจัยล่าสุดด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลชี้ให้เห็นว่าความสัมพันธ์หลังนี้อาจทำให้ดาวโนวาแคระเป็นเทียนมาตรฐาน ที่มีประโยชน์ สำหรับการวัดระยะทางในจักรวาล^{[ 3 ] [ 4 ]}

มีดาว U Geminorum (UG) สามประเภทย่อย: ^{[ 5 ]}

• ดาว SS Cygni (UGSS) ซึ่งมีความสว่างเพิ่มขึ้น 2–6  แมกนิจูดในย่านแสง Vภายใน 1–2 วัน และจะกลับคืนสู่ความสว่างเดิมในอีกหลายวันต่อมา
• ดาว SU Ursae Majoris (UGSU) ซึ่งมีการปะทุแบบ "ซูเปอร์แม็กซิมา" ที่สว่างกว่าและยาวกว่า หรือ การระเบิด แบบซุปเปอร์^{[ 6 ]}นอกเหนือจากการปะทุแบบปกติ ดาว SU Ursae Majoris หลากหลาย ได้แก่ ดาว ER Ursae Majorisและ ดาว WZ Sagittae (UGWZ) ^{[ 7 ]}
• ดาว Z Camelopardalis (UGZ) ซึ่ง "หยุด" ชั่วคราวที่ความสว่างระดับหนึ่งต่ำกว่าจุดสูงสุด พฤติกรรมนี้เรียกว่า "หยุดนิ่ง" ^{[ 8 ]}พวกมันถูกตีความว่าครอบครองขอบเขตระหว่างกลุ่มดาวแคระโนวาและดาวแปรแสงคล้ายโนวาที่มี เสถียรภาพมากกว่า ^{[ 9 ]}

นอกจากปรากฏการณ์การปะทุครั้งใหญ่แล้ว ดาวแคระโนวาบางดวงยังแสดงการสว่างขึ้นเป็นระยะๆ ที่เรียกว่า “ ซูเปอร์ฮัมป์ ” ซึ่งเกิดจากการเปลี่ยนแปลงรูปร่างของจานสะสมมวลเมื่อการหมุนของจานอยู่ในภาวะสั่นพ้องกับคาบการโคจรของระบบดาวคู่

• "New Method of Estimated Dwarf Novae Distances". Spaceflight Now. 30 May 2003. Retrieved 17 April 2006.
• "SU Ursae Majoris". American Association of Variable Star Observers.
• "Amateur Astronomers and Dwarf Novae"(PDF). European Southern Observatory.
• "Activity at a glance (list of recently detected dwarf nova outbursts)". Cataclysmic Variable Network – via Google.