矮新星 编辑
矮新星，或双子座U型变星是激变变星的一种，是有来自伴星的物质堆积的吸积盘和白矮星的联星系统。它们与传统的新星相似，虽然都有白矮星周期性的爆发介入，但是机制是不同的：传统的新星是因为累积的氢融合和爆发，而矮新星是因为吸积盘的不稳定。当盘中的气体达到临界温度时，会造成黏滞性的改变，导致盘的崩溃而坠落至白矮星上，释放出大量的重力位能。
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天琴座 DM是在天琴座的一颗矮新星，它是一颗联星，由一颗白矮星和未知类型的伴星组成，在1928年和1996年爆发时的光度大约是13等。由于它的位置，主要是由北半球的天文台进行观测，但在冬天就难以观测，而在南半球的主要天文台全年都难以观测这颗星，因此可能有几次的爆发未曾被观测到。
天琴座 DM是在天琴座的一颗矮新星，它是一颗联星，由一颗白矮星和未知类型的伴星组成，在1928年和1996年爆发时的光度大约是13等。由于它的位置，主要是由北半球的天文台进行观测，但在冬天就难以观测，而在南半球的主要天文台全年都难以观测这颗星，因此可能有几次的爆发未曾被观测到。
双子座U，位于双子座，是矮新星的典范之一。这类联星系统包含一颗白矮星和一颗靠近的红矮星，大约每100天就会爆发一次并造成光度的增加。在1855年的一次爆发中被约翰·罗素·欣德发现了，从此就被持续观测至今。
再发新星是一类曾被人类观测到多次爆发的新星，属于激变变星。再发新星与经典新星一样，它们在爆发中向太空抛出的一层物质可以被利用分光设备探测到，而矮新星没有表现出这种行为。再发新星在银河系中的分布与新星相似，有向银心方向集聚的趋向，同属于盘星族。
共生变星是喷发非常缓慢的不规则变星，很像慢新星，爆发的星等振幅在9-11等级之间。共生变星会维持它的最大光度十年乃至数十年，然后下降至它原来的光度。这种类型的变星是联星系统，其中一颗是可能是米拉变星的红巨星，另一颗是白矮星。明显对比的光谱和相当的接近与质量等特征，显示它们是共生的恒星。红巨星充满了它的洛希瓣，因此造成物质溢流转移到白矮星和吸积，直到点燃了核融合，引起类新星的爆发。估计最高温度可以上升到200,000K，类似于新星的能量来源，但不同于矮新星。缓慢增加的光度只是单纯的因为在爆发之前需要时间成长出足够的电离前缘。