Le novae non sono in realtà delle stelle nuove, cioè delle stelle che compaiono all'improvviso dal nulla in una determinata regione del cielo come pensavano gli antichi -a cui si deve il nome con cui sono note queste variabili irregolari- ma sono piuttosto delle stelle che diventano improvvisamente migliaia o milioni di volte più luminose. Un osservatore attento scopre improvvisamente l'esistenza di un oggetto luminoso dove fino a poco tempo prima non era osservabile alcuna stella; un'analisi accurata di fotografie ottenute in precedenza mediante telescopi molto più potenti rivela tuttavia che in quella stessa posizione era già presente una stella, sebbene di luminosità molto inferiore.
È evidentemente assai difficile, per non dire impossibile, prevedere quale
oggetto celeste darà luogo al fenomeno di nova classica ed è quindi assai poco
probabile che esso venga osservato; si conosce dunque assai poco delle
caratteristiche di una stella nella fase immediatamente precedente il
fenomeno.
Molto dì più si sa, almeno da un punto di vista osservativo, sull'evoluzione di una nova dopo che, raggiunto il suo massimo splendore, declina dapprima rapidamente, poi molto lentamente, verso la luminosità antecedente all'improvviso sbalzo nel suo splendore. Dalla misura dello spostamento delle righe di assorbimento nello spettro di una nova si deduce che la velocità radiale dei suoi strati atmosferici è sempre negativa; tutte le righe sono spostate verso le lunghezze d'onda più basse, cioè verso la parte violetta dello spettro. Ciò significa che gli strati atmosferici in cui queste righe si formano si stanno spostando in direzione della Terra; in altre parole, si sta verificando un'espulsione di gas da parte della stella stessa. Il materiale espulso è sempre una frazione assai piccola della massa della stella e il fenomeno di nova può quindi ripetersi parecchie volte per uno stesso oggetto, senza alterare considerevolmente le caratteristiche della struttura stellare; inoltre la velocità con cui questa frazione di materiale viene espulso non è sufficientemente alta per disperderlo immediatamente nello spazio interstellare. Questa velocità diminuisce gradualmente al crescere della distanza della stella e il gas va alla fine a formare un involucro intorno alla ex nova. Alcuni di questi gusci di gas rarefatto, illuminati dalla stella centrale, sono facilmente osservabili intorno ad alcune stelle che sono state descritte in passato come novae.
Secondo recenti teorie, il fenomeno di nova si produce in stelle che sono membri di sistemi binari: una delle stelle nel corso della sua evoluzione ha già raggiunto lo stadio di nana bianca, mentre l'altra, meno massiccia e quindi con evoluzione più lenta, sta avviandosi verso quello di gigante rossa. Dagli strati superficiali e instabili della gigante, come abbiamo visto esaminando l'evoluzione stellare, può sfuggire del materiale ben presto catturato dalla stella compagna. Se questo gas raggiunge valori di densità sufficienti a innescare le reazioni termonucleari del tipo protone-protone, la superficie della nana bianca, diventando momentaneamente sede di reazioni nucleari, appare improvvisamente e per un breve periodo molto luminosa.