Sirius B byl prvním bílým trpaslíkem objeveným v roce 1862. Jasným zdrojem na tomto snímku Chandra je Sirius B zářící v nízkoenergetických rentgenových paprskech při ~ 25 000 Kelvinech. Sirius A (normální hvězda dvakrát hmotnější než Slunce) je slabým zdrojem vpravo nahoře. Na optickém snímku by se Sirius A objevil 10 000krát jasnější než Sirius B.
Uznání: NASA / CXC / SAO

Bílé trpasličí hvězdy označují evoluční koncový bod nízké středním hmotným hvězdám, jako je naše Slunce. Fúzní procesy v jádrech těchto hvězd se zastaví, jakmile se helium převede na uhlík, protože kontrakční uhlíkové jádro nedosahuje dostatečně vysoké teploty, aby se vznítilo. Místo toho se smršťuje, dokud nestlačí všechny své elektrony do co nejmenšího prostoru, který mohou zabírat. Výsledný elektronový tlak vzniká díky kvantově mechanickým účinkům a brání gravitaci v dalším stlačování jádra. Bílý trpaslík je proto podporován spíše tlakem elektronů než generováním energie v jeho jádru.

Jakmile se jádro přestalo smršťovat, má bílý trpaslík teplotu přes 100 000 Kelvinů a svítí zbytkovým teplem. Tito mladí bílí trpaslíci obvykle osvětlují vnější vrstvy původní hvězdy vyvržené během fáze červeného obra a vytvářejí planetární mlhovinu. Toto pokračující záření bílého trpaslíka, spojené s nedostatkem zdroje vnitřní energie, znamená, že bílý trpaslík začíná ochlazovat. Nakonec, po stovkách miliard let, se bílý trpaslík ochladí na teploty, při kterých již není vidět, a stane se z něj černý trpaslík. S tak dlouhými časovými lhůtami pro chlazení (hlavně kvůli malé ploše, kterou hvězda vyzařuje) a se stářím vesmíru, který se v současné době odhaduje na 13,7 miliardy let, vyzařují i nejstarší bílí trpaslíci při teplotách několika tisíc Kelvinů, a černí trpaslíci zůstávají hypotetickými entitami.

Kvůli vysokým teplotám a malým rozměrům se bílí trpaslíci nacházejí pod hlavní sekvencí v Hertzsprung-Russellově diagramu.

Bílé trpasličí hvězdy jsou extrémní objekty, které mají zhruba stejnou velikost jako Země. Mají hustoty obvykle kolem 109 kg / m3 (Země má hustotu kolem 5 × 103 kg / m3), což znamená, že lžička bílého trpasličího materiálu by vážila několik tun. Nejjednodušší způsob, jak si to představit, je představit si vtlačování hmoty Slunce do objektu o velikosti Země! Výsledkem je, že gravitace na povrchu bílého trpaslíka je více než stotisíckrát vyšší než to, co zažíváme tady na Zemi, a to táhne atmosféru hvězdy do extrémně tenké povrchové vrstvy vysoké jen několik stovek metrů.

Bílé trpaslíky v kulové hvězdokupě M4 jsou mnohem slabší než dominantní červené a žluté hvězdy. Předpokládá se, že klastr bude obsahovat asi 40 000 bílých trpaslíků.
Uznání: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC

Další kuriózní vlastnost bílé trpaslíci je, že čím více hmoty mají, tím menší jsou. Chandrasekharova hranice kolem 1,4 sluneční hmoty je teoretická horní hranice hmotnosti, kterou bílý trpaslík může mít a stále zůstává bílým trpaslíkem. Kromě této hmotnosti již tlak elektronů nemůže podporovat hvězdu a ta se zhroutí do ještě hustšího stavu – buď neutronová hvězda nebo černá díra. Nejtěžší pozorovaný bílý trpaslík má hmotnost kolem 1,2 sluneční hmoty, zatímco nejlehčí váží jen asi 0,15 sluneční hmoty.

Ne všichni bílí trpaslíci existují izolovaně a bílý trpaslík, který získává materiál od společníka hvězda v binární soustavě může vést k několika různým erupčním jevům. Kataklyzmatické proměnné jsou výsledkem buď nahromadění těžké povrchové vrstvy vodíku na bílém trpaslíkovi, nebo nestability v akrečním procesu, zatímco supernovy typu Ia jsou považovány za explozi hvězdy bílého trpaslíka, která překročila limit Chandrasekhar.