Muuttuvat tähdet, kuten SS Cygnus (UGSS) , ovat yksi kolmesta kääpiönovien alaluokasta, jotka on nimetty ensimmäisen löydetyn prototyypin, SS Cygnuksen mukaan . Nämä tähdet tuottavat purkauksia , joiden amplitudi on 2–6 metriä ja jotka kestävät 1–2 päivää, ja palaavat sitten alkuperäisiin arvoihinsa muutamassa päivässä. Keskimääräinen taudinpurkausten välinen aika vaihtelee 10 päivästä useisiin vuosiin. Vaikka useimmissa SS Cygni -tähdissä on sekoitus erilaisia lyhyitä ja pitkiä soihdut, viimeksi mainitut eroavat merkittävästi SU Ursa Major -tähtien supermaksimista [1] .
1970-luvulla ensin J. Smak ja sitten Y. Osaki esittivät tallennuslevyhypoteesin , jossa aineen virtaus "kylmästä" tähdestä levylle tapahtuu tasaisella nopeudella, aine kerääntyy levylle ja on joskus kaadetaan valkoisen kääpiön pinnalle . Leimahduksen aiheuttaa levyn läpi virtaavan aineen nopeuden lisääntyminen, joka johtuu levyn jostakin (tuohon aikaan vielä tuntemattomasta) epävakaudesta. Myöhemmin F. Meyer ja E. Meyer-Hofmeister ehdottivat mekanismia kääpiönovalevyjen lämpöepävakautta varten. Levy voi olla kahdessa vakaassa tilassa. "Kylmässä" tilassa kiekon aineessa oleva vety on neutraali. Kiekon aineen viskositeetti on alhainen, ja valkoiseen kääpiöön kertymisnopeus on suhteellisen alhainen. Suurin osa binäärijärjestelmän punaisesta komponentista virtaavasta massasta kertyy kiekkoon, jonka massa ja pintatiheys kasvavat vähitellen. Lopulta pintatiheys saavuttaa kriittisen arvon. Suuremmalla pintatiheydellä levy ei voi olla kylmässä tilassa, vaan tapahtuu siirtymä "kuuman" levyn tilaan. Levyn vety on nyt ionisoitunut. Tässä tapauksessa viskositeetti kasvaa äkillisesti, kertymisnopeus kasvaa ja tapahtuu kääpiön nova-purkaus. Jonkin ajan kuluttua kriittinen pintatiheys saavutetaan, levy palaa "kylmään" tilaan ja salama loppuu. Kuvattu sykli toistetaan monta kertaa, mikä selittää UGSS-tyyppisten kääpiönovien kvasijaksolliset purkaukset [2] .