Sirius B oli ensimmäinen vuonna 1862 löydetty valkoinen kääpiö. Tämän Chandra-kuvan kirkas lähde on Sirius B, joka loistaa matalan energian röntgensäteillä ~ 25 000 Kelvinillä. Sirius A (normaali tähti, joka on kaksi kertaa massiivisempi kuin Aurinko) on heikko lähde oikeassa yläkulmassa. Optisessa kuvassa Sirius A näyttäisi 10000 kertaa kirkkaammalta kuin Sirius B.
Luotto: NASA / CXC / SAO

Valkoiset kääpiötähdet merkitsevät matalan evoluutiopistettä keskitasoisiin tähtiin kuten Aurinkomme. Fuusioprosessit näiden tähtien ytimissä loppuvat, kun helium on muutettu hiileksi, koska supistuva hiilen ydin ei saavuta riittävän korkeaa lämpötilaa syttymiseen. Sen sijaan se supistuu, kunnes se puristaa kaikki elektroninsa pienimpään mahdolliseen tilaan, jonka ne voivat käyttää. Tuloksena oleva elektronipaine syntyy kvanttimekaanisten vaikutusten vuoksi ja estää painovoiman puristamasta ydintä edelleen. Siksi valkoista kääpiötä tukee elektronien paine eikä sen ytimessä energiantuotanto.

Kun ydin on lakannut supistumasta, valkoisen kääpiön lämpötila on yli 100 000 kelviniä ja loistaa jäännöslämmön läpi. Nämä nuoret valkoiset kääpiöt valaisevat tyypillisesti punaisen jättiläisvaiheen aikana heitetyn alkuperäisen tähden ulkokerroksia ja luovat planeettasumun. Tämä jatkuva valkoisen kääpiön säteily yhdessä sisäisen energialähteen puuttumisen kanssa tarkoittaa, että valkoinen kääpiö alkaa jäähtyä. Lopulta satojen miljardien vuosien jälkeen valkoinen kääpiö jäähtyy lämpötiloihin, joissa sitä ei enää näy, ja siitä tulee musta kääpiö. Kun jäähdytysnopeus on niin pitkä (johtuu lähinnä pienestä pinta-alasta, jonka läpi tähti säteilee), ja maailmankaikkeuden ikä on tällä hetkellä arviolta 13,7 miljardia vuotta, jopa vanhimmat valkoiset kääpiöt säteilevät vielä muutaman tuhannen kelvinisen lämpötilassa ja mustat kääpiöt ovat edelleen hypoteettisia kokonaisuuksia.

Korkean lämpötilan ja pienen koon vuoksi valkoisia kääpiöitä löytyy Hertzsprung-Russell-kaavion pääjärjestyksen alapuolelta.

Valkoiset kääpiötähdet ovat äärimmäisiä esineitä, jotka ovat suunnilleen samankokoisia kuin Maan. Niiden tiheys on tyypillisesti noin 109 kg / m3 (maapallon tiheys on noin 5 × 103 kg / m3), mikä tarkoittaa, että teelusikallinen valkoista kääpiömateriaalia painaa useita tonneja. Helpoin tapa kuvata tämä on kuvitella puristamalla auringon massa esineeksi, joka on suunnilleen maapallon kokoinen! Tuloksena on, että painovoima valkoisen kääpiön pinnalla on yli 100 000 kertaa suurempi kuin mitä täällä maapallolla koemme, ja tämä vetää tähden ilmakehän erittäin ohueksi pintakerrokseksi, joka on vain muutama sata metriä korkea.

Pallomaisen M4-ryhmän valkoiset kääpiöt ovat paljon himmeämpiä kuin hallitsevat punaiset ja keltaiset tähdet. Ryhmän ennustetaan sisältävän noin 40 000 valkoista kääpiötä.
Luotto: Harvey Richer (Brittiläisen Kolumbian yliopisto, Vancouver) / NASA / NSSDC

Toinen valkoisen utelias ominaisuus kääpiöitä on, että mitä enemmän massaa heillä on, sitä pienempiä he ovat. Noin 1,4 aurinkomassan Chandrasekhar-raja on teoreettinen yläraja massalle, jolla valkoisella kääpiöllä voi olla ja edelleen valkoinen kääpiö. Tämän massan ulkopuolella elektronipaine ei voi enää tukea tähteä ja se romahtaa vielä tiheämpään tilaan – joko neutronitähteen tai mustaan aukkoon. Raskaimman havaitun valkoisen kääpiön massa on noin 1,2 aurinkomassaa, kun taas kevyin painaa vain noin 0,15 aurinkomassaa.

Kaikki valkoiset kääpiöt eivät ole erillään, ja valkoinen kääpiö, joka kerää materiaalia kumppaniltaan tähti binäärisysteemissä voi aiheuttaa useita erilaisia purkausilmiöitä. Kataklysmiset muuttujat johtuvat joko raskaan vetypintakerroksen muodostumisesta valkoiselle kääpiölle tai epävakaudesta kiinnittymisprosessissa, kun taas tyypin Ia supernovien uskotaan olevan valkoisen kääpiötähden räjähdys, joka on ylittänyt Chandrasekhar-rajan.