Nowe powrotne są z definicji, wcześniej rozpoznanymi nowymi klasycznymi, które wybuchły powtórnie.
Gwiazdy te są zwykle nowymi szybkimi o czasie 
rzędu kilku dni. W układach tych, towarzyszami białego karła o masie
prawdopodobnie bliskiej granicy Chandrasekhara, są często olbrzymy. Krytyczna ilość
materii, która ulega niekontrolowanej reakcji termojądrowej na powierzchni białego karła,
jest prawie o czynnik 10 mniejsza niż w przypadku nowych klasycznych. Jak dotychczas znamy
jedynie 8 nowych, które uważa się za nowe powrotne (kilka innych gwiazd, pierwotnie
zakwalifikowanych jako nowe powrotne, okazało się być albo nowymi karłowatymi o dużych i
rzadkich wybuchach albo nowymi, których kolejne wybuchy miały cechy wybuchów nowych karłowatych).
Rozróżnienie pomiędzy nowymi powrotnymi a nowymi karłowatymi dają obserwacje spektroskopowe:
w nowych powrotnych, podobnie jak w nowych klasycznych, podczas wybuchu widoczna jest wyrzucana z
ogromnymi prędkościami gazowa otoczka; w czasie wybuchu nowej karłowatej nie następuje wyrzut
materii (chociaż występuje silny wiatr gwiazdowy). Choć ilość nowych powrotnych jest
niewielka, można podzielić je na trzy podklasy.
- Nowe powrotne typu T CrB - w skład tej grupy wchodzą układy: T CrB, RS Oph, V3890
Sgr i V745 Sco. Wszystkie one zawierają olbrzyma typu widmowego M, i z tego powodu ich okresy
orbitalne są większe niż 100 dni. Z powodu krótkotrwałości ich wybuchów możliwe jest iż
część z nich została przeoczona. Duża częstość wybuchów jest po części wynikiem dużego
tempa, w jakim olbrzym dostarcza materię do białego karła, powodując tym samym szybkie
zgromadzenie na jego powierzchni krytycznej masy.
- Nowe powrotne typu U Sco - do których zaliczamy, oprócz układu U Sco, również
gwiazdy V394 CrA i LMC-RN, są jednymi z najszybszych znanych nowych. Niektóre wybuchy tych
gwiazd, podobnie jak w przypadku gwiazd typu T CrB, mogły nastąpić niezauważone ze względu
na ich krótki czas trwania. Opadająca część ich krzywej blasku zmienia się od wybuchu do
wybuchu. Okres orbitalny dla tych gwiazd wynosi około jednego dnia.
- Ostatnią podklasę tworzy gwiazda T Pyx. Początkowy wzrost jej jasności w czasie
wybuchu następuje w ciągu około 7 dni, po czym wolno (20-30 dni) osiąga maksimum, po którym
następuje powolny spadek jasności. Fotografie ujawniają podwójną otoczkę, która być może
powstała z materii odrzuconej podczas wybuchów w 1944 i 1966 roku. Podejrzewa się iż w
spoczynku T Pyx może stale spalać w reakcjach jądrowych część swego wodoru.