新星又稱ia型超新星，主要是指偶然出現在天空當中的一顆十分明亮的星星，古代稱之為客星，現在學界稱之為新星。

      新星屬于變星當中的一個類別，曾經由于其突然出現而被認為是剛剛誕生的一顆恒星，所以取名叫新星。其發光原理就是屬于恒星步入老年時，其中心會向內收縮，而外殼卻朝外膨脹，因此會拋掉一些外殼釋放大量的能量，在釋放能量的時候，會使自身的光度增加很多倍。因此新星就是激變變星的一類，是由吸積在白矮星表面的氫造成劇烈的核子爆炸的一種現象。這類星通常原本都很暗，難以發現，爆發時卻突然增亮，被認為是新產生的一顆恒星，因此而得名。新星按光度下降速度分為快新星（NA）、中速新星（NAB）、慢新星（NB）和甚慢新星（NC），爆發時亮度會增加幾萬、幾十萬甚至幾百萬倍，持續幾星期或幾年。但不能和Ia超新星或其他恒星的爆炸混淆，包括加州理工學院在2007年的5月首度發現的發光紅新星。目前（截止2010年）在銀河系中已發現超過200顆新星 。

      新星只要伴星能繼續的供應氫在白矮星的表面吸積，一顆白矮星就能反復的爆發成為新星，例如蛇夫座 RS，就是一顆已經知道有過6次爆發記錄的新星（分別在1893、1933、1958、1967、1985和2006年）。最后，由于白矮星或者是將燃料用盡，或者是塌縮成為中子星，或是爆炸成為Ia超新星。有時，新星會有足夠的亮度，并且以肉眼就能夠清楚的看見，在最近的一些例子就是1975年明亮的天鵝座新星。這顆新星于1975年的8月29日出現在天鵝座的天津四北方約5度之處，視星等達到2.0等（與天津四的光度相似）。最靠近現在的是天蝎座V1280，在2007年的2月17日亮度達到3.7等。

      新星是變星中的一個類別。人們看見它們突然出現，曾經一度以為它們就是剛剛誕生的恒星，所以取名叫新星。其實，它們不但不是新生的星體，相反，而是正在走向衰亡的老年恒星。其實，它們就是正在爆發的一顆紅巨星。當一顆恒星步入老年時，它的中心會向內收縮，而外殼卻朝外膨脹，形成一顆紅巨星。紅巨星是很不穩定的，總有一天它會猛烈地爆發，拋掉身上的外殼，露出藏在中心的白矮星或中子星來。在大爆炸當中，恒星將拋射掉自己大部分的質量，同時釋放出一些巨大的能量。這樣，在短短幾天內，它的光度有可能將增加幾十萬倍，這樣的星叫新星。如果恒星的爆發再猛烈些，它的光度將會增加甚至能超過1000萬倍，這樣的恒星叫做超新星。新星或者超新星的爆發就是天體進行演化的一個重要環節。它是老年恒星一個最輝煌的葬禮，同時又是新生恒星的主要推動者。超新星的爆發可能會引發附近星云中無數顆恒星的誕生。

      新星天文學家以銀河系每年粗略估計有20至60顆新星出現的經驗，估計出現率為每年40顆。每年被發現的新星數量僅低于此一數值被歸咎于距離的遙遠和觀測的偏差。比較之下，每年在仙女座大星系發現的新星數量更低，只有銀河系的1/2到1/3。通過觀察新星所噴發出星云的一些光譜，早已經發現其中含有豐富的氦、碳、氮、氧、氖和鎂等元素。新星對星際物質的貢獻并不大，在銀河系內只相當于超新星的1/50，紅巨星和超巨星的1/200。再發新星，像是蛇夫座RS（再發的周期大約是數十年）是相當罕見的。盡管理論上認為多數的新星（即使不是全部）都會再發，然而時間的尺度可能要長達1,000年到100,000年。新星再現的時間間隔也要依靠白矮星質量吸積的速率、表面重力的強度。質量較大的白矮星吸積足夠下次爆炸的燃料所需要的一些時間則短于質量較低的。結果是，質量大的白矮星再發的間隔較短。

      新星天文學家第谷·布拉赫在仙后座所觀察到超新星SN1572，并且在他的著作destellanova（拉丁文，意思為與新星的接觸）中描述時，給了新星這個名稱。他以近處的物體應該會相對于恒星所產生的位置會改變，來論述說新星的距離非常的遙遠。雖然這是一顆超新星，而不是一顆傳統的新星，但直到1930年代才考慮與改正了這個項目。

      新星做為距離的指標新星有些特性可以做為距離的一個標準燭光，像是絕對星等的分布就是雙峰的，一個主峰值在-7.5等，另一個次要的則在-8.8等。大致上在峰值之后的15天，會有一些相似的絕對星等（-5.5）。以新星所建立的一定距離估計，和以造父變星對鄰近的星系和星系團估計的一些距離比較，它們是比較準確的 。