Supernova
Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä, kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Supernovien jäänteistä oletetaan uusien tähtien ja aurinkokuntien synnyn, ja että muinaisten supernovien ydinjätteistä syntyy tähtiä ja planeettoja.
Kataklysminen muuttuja
Spektroskooppiset mittaukset ovat osoittaneet massavirran koostuvan pääasiassa vedystä ja heliumista mutta myös hiilestä, typestä, hapesta, neonista ja magnesiumista. Jos mm. putoavan kaasun aiheuttama valkoisen kääpiön luminositeetti ylittää 100 000 aurinkoa, putoavan kaasun säteilynpaine estää lisäkaasun putoamisen. Lopulta saavutetaan se kaasun tiheys ja lämpötila, jossa vetyfuusio alkaa. Fuusio tapahtuu räjähdysmäisen nopeasti ja näkyy novapurkauksena. Massavirta jatkuu pian purkauksen jälkeen. Valkoisen kääpiön pinnalle ehtii kertyä ainetta yleensä noin 1/1 000-1/10 000 Auringon massaa ennen uutta novapurkausta. Valkoinen kääpiö on kuluttanut loppuun kaiken vetynsä elämänsä aikaisemmissa vaiheissa. Niin sanottujen kääpiönovien purkaukset eivät tapahdu valkean kääpiön pinnassa vaan silloin, kun niiden materiakiekon tiheys ylittää tietyn rajan. Erään teorian mukaan kääpiönova purkautuu, kun sen ympärillä oleva materiakiekko osuu valkean kääpiön pintaan. Novan tapauksessa massavirta on noin 1e-8 Auringon massaa ja toistuvalle novalle 1E-7 Auringon massaa.