Sirius B var den første hvide dværg, der blev opdaget i 1862. Den lyse kilde i dette Chandra-billede er Sirius B, der skinner i røntgenstråler med lav energi ved ~ 25.000 Kelvin. Sirius A (en normal stjerne dobbelt så massiv som solen) er den svage kilde øverst til højre. I et optisk billede ville Sirius A virke 10.000 gange lysere end Sirius B.
Kredit: NASA / CXC / SAO

Hvide dværgstjerner markerer det evolutionære endepunkt for lav til mellemstore massestjerner som vores sol. Fusionsprocesser i kernerne i disse stjerner ophører, når helium er omdannet til kulstof, da den kontraherende kulstofkerne ikke når en høj nok temperatur til at antænde. I stedet trækker den sig sammen, indtil det klemmer alle sine elektroner ind i det mindst mulige rum, de kan optage. Det resulterende elektrontryk opstår på grund af kvantemekaniske effekter og forhindrer tyngdekraften i at komprimere kernen yderligere. En hvid dværg understøttes derfor af trykket fra elektroner snarere end energiproduktion i sin kerne.

Når kernen er stoppet med at trække sig sammen, har den hvide dværg en temperatur på over 100.000 Kelvin og skinner gennem restvarme. Disse unge hvide dværge belyser typisk de ydre lag af den oprindelige stjerne, der blev skubbet ud under den røde kæmpe fase, og skaber en planetarisk tåge. Denne fortsatte stråling fra den hvide dværg kombineret med manglen på en intern energikilde betyder, at den hvide dværg begynder at køle ned. Til sidst, efter hundreder af milliarder år, vil den hvide dværg afkøle til temperaturer, hvor den ikke længere er synlig, og den bliver en sort dværg. Med så lange tidsplaner for afkøling (hovedsagelig på grund af det lille overfladeareal, som stjernen udstråler gennem), og med alderen på universet, der i øjeblikket anslås til 13,7 milliarder år, udstråler selv de ældste hvide dværge stadig ved temperaturer på nogle få tusinde Kelvin og sorte dværge forbliver hypotetiske enheder.

På grund af deres høje temperaturer og lille størrelse findes hvide dværge under hovedsekvensen i Hertzsprung-Russell-diagrammet.

Hvide dværgstjerner er ekstreme genstande, der er omtrent samme størrelse som Jorden. De har en tæthed, der typisk er omkring 109 kg / m3 (Jorden har en densitet på omkring 5 × 103 kg / m3), hvilket betyder, at en teskefuld hvidt dværgmateriale ville veje flere ton. Den nemmeste måde at forestille sig dette på er at forestille sig at klemme solens masse ned i en genstand på størrelse med jorden! Resultatet er, at tyngdekraften på den hvide dværgs overflade er over 100.000 gange, hvad vi oplever her på Jorden, og dette trækker stjernens atmosfære ind i et ekstremt tyndt overfladelag, der kun er et par hundrede meter højt.

Hvide dværge i den kugleformede klynge M4 er meget svagere end dominerende røde og gule stjerner. Klyngen forudsiges at indeholde omkring 40.000 hvide dværge.
Kredit: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC

En anden nysgerrig egenskab ved hvid dværge er, at jo mere masse de har, jo mindre er de. Chandrasekhar-grænsen på omkring 1,4 solmasser er den teoretiske øvre grænse for den masse, en hvid dværg kan have og stadig være en hvid dværg. Ud over denne masse kan elektrontryk ikke længere understøtte stjernen, og det kollapser til en endnu tættere tilstand – enten en neutronstjerne eller et sort hul. Den tungeste observerede hvide dværg har en masse på omkring 1,2 solmasser, mens den letteste kun vejer omkring 0,15 solmasser.

Ikke alle hvide dværge eksisterer isoleret, og en hvid dværg, der akkreterer materiale fra en ledsager stjerne i et binært system kan give anledning til flere forskellige eruptive fænomener. Kataklysmiske variabler skyldes enten ophobning af et tungt overfladelag af brint på en hvid dværg eller ustabiliteter i tiltrædelsesprocessen, mens Type Ia supernovaer menes at være eksplosionen af en hvid dværgstjerne, der har overskredet Chandrasekhar-grænsen.