A Sirius B volt az első fehér törpe, amelyet 1862-ben fedeztek fel. A Chandra-kép fényes forrása a Sirius B, amely alacsony energiájú röntgensugarakban ragyog ~ 25 000 Kelvin. A Sirius A (normális csillag, amely kétszer olyan hatalmas, mint a Nap) a jobb felső sarokban található halvány forrás. Optikai képen a Sirius A 10 000-szer fényesebbnek tűnik, mint a Sirius B.
Hitel: NASA / CXC / SAO

A fehér törpecsillagok jelzik az alacsony evolúciós végpontját közepes tömegű csillagokhoz, mint a mi Napunk. E csillagok magjában a fúziós folyamatok leállnak, ha a hélium szénné alakul, mivel az összehúzódó szénmag nem éri el elég magas hőmérsékletet ahhoz, hogy meggyulladjon. Ehelyett addig húzódik össze, amíg az összes elektronját a lehető legkisebb helyre nem nyomja. Az így létrejövő elektronnyomás a kvantummechanikai hatások miatt keletkezik, és megakadályozza a gravitáció további összenyomását a magban. A fehér törpét ezért az elektronok nyomása támogatja, nem pedig a magjában keletkező energiatermelés.

Miután a mag abbahagyta összehúzódását, a fehér törpe hőmérséklete meghaladja a 100 000 kelvint, és a maradék hőben ragyog. Ezek a fiatal fehér törpék jellemzően megvilágítják a vörös óriás fázis során kidobott eredeti csillag külső rétegeit, és egy bolygó ködöt hoznak létre. Ez a fehér törpe folyamatos sugárzása, a belső energiaforrás hiányával párosulva azt jelenti, hogy a fehér törpe hűlni kezd. Végül több száz milliárd év után a fehér törpe olyan hőmérsékletre hűl, amelyen már nem látszik, és fekete törpévé válik. Ilyen hosszú hűlési időintervallumokkal (főleg a kis felület miatt, amelyen keresztül a csillag sugárzik), és az Univerzum életkorának jelenleg 13,7 milliárd évre becsülhető, még a legidősebb fehér törpék is sugároznak néhány ezer kelvin hőmérsékleten és a fekete törpék hipotetikus entitások maradnak.

Magas hőmérsékletük és kis méretük miatt a fehér törpék a Hertzsprung-Russell diagram fő szekvenciája alatt találhatók.

A fehér törpecsillagok szélsőségesek a Földdel nagyjából azonos méretű tárgyak. Sűrűségük jellemzően 109 kg / m3 körül van (a Föld sűrűsége körülbelül 5 × 103 kg / m3), vagyis egy teáskanál fehér törpe anyag súlya több tonna lenne. Ezt a legegyszerűbb úgy elképzelni, hogy elképzeljük, hogy a Nap tömegét egy körülbelül akkora tárgyba préseljük! Ennek eredményeként a gravitáció a fehér törpe felszínén meghaladja a 100 000-szeresét, mint amit itt a Földön tapasztalunk, és ez a csillag légkörét rendkívül vékony, csak néhány száz méter magas felszíni rétegbe vonja.

Az M4 gömbhalmaz fehér törpéi sokkal halványabbak, mint domináns vörös és sárga csillagok. Az előrejelzések szerint a klaszter körülbelül 40 000 fehér törpét tartalmaz.
Hitel: Harvey Richer (Brit Columbia Egyetem, Vancouver) / NASA / NSSDC

A fehér egy másik különös tulajdonsága törpék az, hogy minél nagyobb a tömegük, annál kisebbek. A mintegy 1,4 naptömegű csandrasekhar-határ az elméleti felső határa annak a tömegnek, amelyet egy fehér törpének lehet és még mindig fehér törpe lehet. Ezen a tömegen túl az elektronnyomás már nem képes alátámasztani a csillagot, és még sűrűbb állapotba omlik – akár neutroncsillag, akár fekete lyuk. A legnehezebben megfigyelt fehér törpe tömege körülbelül 1,2 naptömeg, míg a legkönnyebb súlya csak körülbelül 0,15 naptömeg.

Nem minden fehér törpe létezik külön-külön, és egy fehér törpe, amely egy társától anyagot gyűjt össze csillag egy bináris rendszerben több különböző kitörési jelenséget idézhet elő. A kataklizmikus változók vagy egy nehéz felületi hidrogénréteg felhalmozódásából származnak egy fehér törpén, vagy instabilitása az akkréciós folyamatban, míg az Ia típusú szupernóvákról azt gondolják, hogy egy fehér törpe csillag robbanása lépi túl a csandrasekhári határt.