Близко к N Her 1934 г. подходит Т Aur, у которой период повторения затмений составляет 
. У V 603 Aql орбитальный период равен 
. Простые рассуждения приводят к заключению, что массы бывших новых в этих тесных системах малы и составляют малую долю массы Солнца.
Газовый диск вокруг бывшей новой обладает высокой температурой (около 40 000 К) и светится значительно ярче, чем сама новая, оценка ее абсолютной звездной величины 
включает в себя и излучение диска. Если исключить последнее, то абсолютная звездная величина самой бывшей новой будет 
, что относит ее с полной достоверностью к белым карликам, так же как WZ Sge и Новую Возничего 
с периодом, близким к периоду DQ Her.
Известны еще две звезды со столь же короткими периодами и всякого рода неправильностями кривой блеска, как у бывших новых: это UX Б. Медведицы 
и RW Треугольника 
. Спектры этих звезд напоминают современный спектр DQ Her, хотя в них эмиссионные полосы выражены слабее. Можно думать, что эти звезды — тоже бывшие новые. Повторная Новая Т Сев. Короны 
— также двойная, только период ее 
значительно больше; однако вспыхивавшая компонента, как и в других случаях новых звезд, принадлежит к горячим карликам весьма низкой светимости (слабее 
), но значительной массы 
. Повторная новая WZ Стрелы (WZ Sge) с орбитальным периодом 
имеет самый короткий период среди спектрально-двойных звезд.
Имея в виду, что далеко не каждая двойная звезда выдает себя как двойная при наших наблюдательных средствах (фотометрических и спектроскопических), не будет слишком смелым высказать предположение, что явление новой всегда связано с двойственностью звезды, но какова эта связь, мы пока не знаем. Следует только отвергнуть предположение, что вспышка новой сопровождает образование двойной звезды. DQ Her была двойной уже за четыре года до своей вспышки в 1934 г.; старые фотографии позволили установить у нее затмения еще в 1930 г.
Малые массы новых звезд позволяют внести физический смысл в разделение новых на две группы (см. выше). Для нормального химического состава звезд при 
коэффициент непрозрачности полностью ионизованного вещества 
что позволяет установить из формулы (16.3) для эддингтоновского предела предельную светимость:
Но мы видели выше, что в максимуме блеска у новых звезд группы I 
, а у новых звезд группы II 
, причем для группы II 
, а болометрическая поправка 
так что для этой группы 
. С применением формулы (24.3) это дает массу новой звезды (если видеть в ней критическое состояние) 
тогда как Для DQ Неr было найдено по двойственности 
(группа II), а для V 
(группа I).
Но тогда мы можем утверждать, что звезды группы I проходят вспышку явно в режиме сверхэддингтоновского предела, тогда как у звезд группы II режим вспышки ниже него, более спокойный.
Двойственность новых звезд открывает новые возможности для объяснения направленных выбросов газовых масс из «лопнувшей» звезды. Действительно, плоскость орбиты двойной звезды устанавливает некое преимущественное направление в пространстве и, в частности, также направление оси вращения будущей новой. Конечно, упоминавшиеся выше движения газовых сгустков дают мало для понимания геометрии взрыва. Но в совокупности со спектральными наблюдениями они достаточно информативны. Советские и канадские спектроскописты (Мустель, Боярчук, Хатчингси др.) обратили внимание на то, что фотометрический профиль эмиссионной полосы новой отнюдь не является столообразным, как это думали еще в недавнем прошлом, а содержит отдельные, симметрично расположенные возвышения и спады (рис. 128, а и б), которые можно объяснить симметричными относительно орбитальной плоскости выбросами (рис. 128, в) газовых масс. В этих газовых сгустках имеется дисперсия скоростей и полярные сгуетки движутся с меньшей скоростью 
, чем близкие к плоскости орбиты 
. Эти последние следует понимать как кольца, плоскости которых параллельны орбитальной плоскости на широтах 
. Если фотографировать спектр новой при различных позиционных углах щели, то мыслимо даже определить [положение плоскости орбиты в картинной плоскости, но эта задача трудна. А наклон луча зрения к плоскости орбиты определяется уверенно. Вполне возможно, что направленность выбросов определяется не только силами инерции, но и магнитными полями в двойной системе.
Рис. 128. Структура эмиссионной полосы в спектре новой (а) в начале небулярной фазы, ее фотометрический профиль (б), ее геометрическое и кинематическое объяснение с помощью модели упорядоченного выброса газовых масс 
. Показан в плоскости, перпендикулярное к орбитальной плоскости, один из многих возможных вариантов расположения и движений масс при 
. Поляризационные наблюдения позволяют отличить полярный выброс от экваториального
. Две последние звезды принадлежат к повторным новым, а две первые — медленным новым. Все эти открытия сделаны, когда новые находились близ минимума блеска.
) и повторяются с периодом, который до последнего времени был наиболее коротким среди затменных переменных, а именно 
, но у WZ Sge период оказался намного короче — 
.
