Każda gwiazda zmienia swą jasność w ciągu milionów lub nawet miliardów lat, w związku z procesami termojądrowymi zachodzącymi w jej wnętrzu i przemianami ewolucyjnymi. Są również takie gwiazdy, w przypadku których zmiany jasności następują w przedziałach od ułamków sekund do kilkudziesięciu lat. Jednym z rodzajów takich gwiazd są gwiazdy wybuchowe.

Do gwiazd wybuchowych zaliczamy dużą grupę gwiazd zmiennych, u których obserwuje się nieregularne w czasie i na ogół duże zmiany jasności. Są one wywołane erupcjami materii z powierzchni gwiazdy, albo zjawiskami podobnymi do wybuchów, w których gwiazda odrzuca mniejszą lub większą część swojej materii. Gwiazdy wybuchowe dzielimy na: nowe, supernowe i podobne do nowych.

Zacznijmy od gwiazd nowych. Termin gwiazda nowa może być niekiedy mylący, gdyż nie oznacza on obiektu wcześniej nieistniejącego, czy też powstałego niedawno, lecz gwiazdę, która pozostawała stosunkowo słaba i nagle znacznie pojaśniała.

Nazwa nowa sięga jeszcze czasów starożytnych, gdy w II w.p.n.e. Hipparch dostrzegł w gwiazdozbiorze Skorpiona gwiazdę, której nikt wcześniej nie widział. Po pewnym czasie gwiazda stała się niewidoczna. Podobno zjawisko to zachęciło Hipparcha do ułożenia katalogu gwiazd.

Prawdopodobnie wszystkie nowe są ciasnymi układami podwójnymi, składającymi się z białego karła i podolbrzyma lub gwiazdy ciągu głównego. Białe karły mają wysoką temperaturę i rozmiary zbliżone do Ziemi. Gwiazdy ciągu głównego, to gwiazdy leżące na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russela. Należą do gwiazd najlepiej zbadanych, ponieważ ich głównym przedstawicielem jest Słońce.

Mamy więc do czynienia z dwoma gwiazdami różniącymi się znacznie składem chemicznym. Chłodniejsza gwiazda puchnie, aż w końcu jej zewnętrzne warstwy dosięgają powierzchni Roche’a- zaczyna się wtedy przepływ bogatej w wodór materii gazowej do gorącego białego karła. Ciśnienie w tej nowej opadającej materii coraz bardziej rośnie, w wyniku czego wzrasta też temperatura. Może osiągnąć ona ponad milion stopni Celsjusza. Rozpocząć się wtedy mogą reakcje termojądrowe zamiany wodoru na hel, przy czym odmiennie niż w środku gwiazdy, przebieg tych reakcji byłby wybuchowy, sprawiając, że w wyniku tego wybuchu gwiazda wyrzuci w przestrzeń swoje warstwy zewnętrzne. Na krótko przed osiągnięciem maksimum jasności, w sfotografowanym widmie gwiazdy obserwujemy znaczne przesunięcie linii absorpcyjnych ku części fioletowej. Świadczą one o gwałtownym oddalaniu się (z prędkością około 1000 km/s) atmosfery od gwiazdy.

Na ogół gwiazda jaśnieje 2-3 dni i osiąga maksimum utrzymujące się kilka dni. Obserwujemy to jako spektakularne rozjaśnienie. Jasność gwiazdy nowej może wzrosnąć od 7 do 13 magnitudo.

Gdy nowa osiągnie maksimum jasności, obraz jej widma ulega istotnym zmianom: pojawiają się bardzo szerokie, rozmyte od fioletowego brzegu linie emisyjne, mające charakter pasm, należące przede wszystkim do wodoru, żelaza i tytanu.

Po wybuchu wokół nowej pojawia się szybko rozszerzająca się otoczka. Jednak widoczna jest ona dopiero po kilku lub kilkunastu latach.

Czasami gwiazda odrzuca kolejno kilka lub kilkanaście powłok, przy czym prędkość drugiej lub trzeciej powłoki może być większa od prędkości pierwszej powłoki. Powłoki te doganiają wtedy pierwszą, wywołując istotne zmiany w widmie gwiazdy nowej.

Masa odrzuconych powłok to około 0,00001 masy całkowitej gwiazdy.

Energia wydzielona przez gwiazdę podczas wybuchu wynosi przeciętnie 10³⁸J, a u niektórych gwiazd nowych więcej niż 10³⁹J, co jest równe energii całkowitej promieniowania Słońca wysyłanej przez 100 tysięcy lat.

Później następuje stopniowe słabnięcie gwiazdy trwające od kilku miesięcy do kilku lat. Towarzyszą temu nieznaczne wahania jasności. Po kilku, czasem kilkunastu latach gwiazda z powrotem osiąga jasność, jaką miała przed wybuchem.

Wybuchy gwiazd nowych są stosunkowo częstymi zjawiskami. W naszej galaktyce obserwowane są 2-3 wybuchy w ciągu roku, jednak ocenia się, że w całej galaktyce dochodzi do około 200 wybuchów w tym czasie. Większość uchodzi naszej uwadze, bo gwiazdy są zbyt daleko, za gęstymi obłokami materii międzygwiazdowej.

Nowe oznacza się łacińskim wyrazem „Nova”, następnie jest nazwa gwiazdozbioru, w którym wybuch zaobserwowano i rok pojawienia się gwiazdy.

W Drodze Mlecznej znamy około 150 nowych. Jedna z nich to gwiazda, która rozbłysła w konstelacji Orła, skąd jej nazwa Nova Aquilae 1918. Jest ona najjaśniejszą gwiazdą nową XX w. W maksimum blasku osiągnęła -1,4 magnitudo, czyli dorównała blaskiem Syriuszowi. Wzrost jej blasku nastąpił bardzo szybko, bo w ciągu 9 godzin pojaśniała o 5 wielkości, czyli stokrotnie. Po maksimum nastąpiło jej osłabienie o 4 wielkości w ciągu 20 dni. Potem rozpoczęły się wahania jasności, trwające około 3 miesiące. Następnie zaczęły one maleć i po niecałych 10 latach blask gwiazdy osłabł do 11 magnitudo, czyli do stanu, jaki gwiazda miała przed  rozbłyśnięciem.

Natomiast w 1975 roku na tle gwiazdozbioru Łabędzia rozbłysła inna nowa, której współodkrywcami byli dwaj uczniowie z południowo-wschodniej Polski. Dorównywała ona jasnością pozostałym gwiazdą konstelacji Łabędzia, zmieniając charakterystyczny wygląd tego gwiazdozbioru.

Następnymi gwiazdami wybuchowymi są supernowe. U gwiazd o masach z przedziału od około 4 do 8 mas Słońca, po wypaleniu helu w jądrze zwiększa się jasność, lecz ich warstwy centralne ciągle się kurczą. W pewnej chwili następuje zapalenie się znajdującego się w centrum węgla. Obserwujemy wtedy gwałtowny wybuch supernowej. Taka gwiazda wyrzuca w przestrzeń większość materii, z której jest zbudowana. Pozostaje z niej mała gwiazda neutronowa o promieniu kilku kilometrów i temperaturze około 10 milionów stopni.

Przy gwiazdach bardziej masywnych, ewolucja odbywa się bardzo szybko. Również następuje gwałtowna eksplozja, jednak wywołana zapadaniem się jądra żelazo-niklowego. Obserwujemy wówczas gigantyczny wybuch, po którym albo cała gwiazda się rozpada, albo pozostaje z niej niewielka czarna dziura o gęstości jeszcze większej niż gwiazda neutronowa.

Supernowe dzielimy na typu I i typu II. Obie maja jednakowo szybki wzrost blasku, a po wybuchu utrzymują swoją jasność około miesiąca, zanim zaczną stopniowo gasnąć. W tym czasie blask nie maleje dzięki zachodzeniu rozpadów radioaktywnych pierwiastków chemicznych, powstałych podczas eksplozji.

Supernowe I typu są to gwiazdy stare, których masa tylko nieznacznie przewyższa masę Słońca. Wybuchy mają miejsce w galaktykach eliptycznych, pozbawionych materii gazowej. W maksimum jasności osiągają one około -18,7 magnitudo. Występuje u nich stosunkowo szybki spadek blasku. Masa odrzuconej powłoki wynosi od 0,01 do 0,1 całkowitej masy gwiazdy. W pobliżu maksimum widma mają charakter ciągły. Z chwilą spadku jasności pojawiają się w nim szerokie pasma emisyjne, które świadczą o rozszerzaniu się zewnętrznych części gwiazdy z prędkością około 6000 km/s. Wszystkie supernowe I typu mają podobne do siebie krzywe zmian blasku.

Natomiast supernowe II typu są to masywne młode gwiazdy, wybuchające w ramionach mgławic spiralnych. Słabnięcie blasku następuje wolniej niż w przypadku supernowych typu I. Jasność w maksimum dochodzi do około -16,3 magnitudo. Masa odrzuconej powłoki wynosi od 0,1 do 0,9 początkowej masy gwiazdy. Widmo zbliżone jest do widma gwiazdy nowej. Krzywe zmian blasku wskazują wiele różnorodności, które sugerują, że może być więcej niż dwa typy gwiazd supernowych.

Ogólna ilość energii wypromieniowanej przez supernową podczas wybuchu może sięgać 10⁴²J, czyli tysiące razy więcej niż u gwiazd nowych oraz więcej niż nasze Słońce wypromieniuje w ciągu 10 milionów lat.

Gwiazdy supernowe wybuchają bardzo rzadko. Średnio w galaktyce co 30-50 lat. Wiele wybuchów uchodzi naszej uwadze, ponieważ są przysłonięte przez gęste chmury materii międzygwiazdowej. Dlatego prawie wszystkie znane nam supernowe zaobserwowano w innych galaktykach. W naszej Galaktyce ostatni raz obserwował taki przypadek Kepler w 1604r. Supernowa wybuchła wtedy w Wężowniku. Natomiast nieco wcześniej, w 1572r. Tycho Brahe zaobserwował wybuch supernowej w Kasjopei. Z zapisków historycznych wynika, że obie gwiazdy były doskonale widoczne w jasny dzień na niebieskim tle nieba.

Szczególnie interesującym obiektem okazała się gwiazda supernowa z XI w. należąca do typu I. W kronikach chińskich, japońskich i arabskich pod datą 1054r. n.e. jest wzmianka o zjawieniu się w gwiazdozbiorze Byka jasnej gwiazdy, która zajaśniała nagle blaskiem bardzo dużym, około -6 magnitudo. Widziano ją w dzień przez 23 dni, a na nocnym niebie widoczna była przez 2 lata. W miejscu wskazanym w kronikach obserwujemy obecnie mgławicę o niezwykłym kształcie. Uwzględniając, że prędkość mgławicy Krab jest jednostajna i wynosi około 1300 km/s obliczamy, że mgławica powinna zacząć rozszerzać się około 950 lat temu, co zgadza się z datą 1054r.

Ostatnim rodzajem gwiazd zaliczanych do wybuchowych są gwiazdy nowopodobne. Są to układy podwójne, złożone z białego karła i chłodnej gwiazdy ciągu głównego. Pod względem fizycznym przypominają gwiazdy nowe w formie znacznego spadku po wybuchu, jednak same nie wybuchają.

Przypuszcza się, że są to gwiazdy nowe obserwowane pomiędzy gwałtownymi eksplozjami.