Sirius B var den første hvite dvergen som ble oppdaget i 1862. Den lyse kilden i dette Chandra-bildet er Sirius B som skinner i røntgenstråler med lav energi på ~ 25.000 Kelvin. Sirius A (en normal stjerne dobbelt så massiv som solen) er den svake kilden øverst til høyre. I et optisk bilde ville Sirius A virke 10.000 ganger lysere enn Sirius B.
Kreditt: NASA / CXC / SAO

Hvite dvergstjerner markerer det evolusjonære endepunktet for lav til mellomstore stjerner som vår sol. Fusjonsprosesser i kjernene til disse stjernene opphører når heliumet er omdannet til karbon, siden den kontraherende karbonkjernen ikke når en høy nok temperatur til å antennes. I stedet trekker den seg sammen til den klemmer alle elektronene inn i minst mulig plass de kan okkupere. Det resulterende elektrontrykket oppstår på grunn av kvantemekaniske effekter, og hindrer tyngdekraften i å komprimere kjernen ytterligere. En hvit dverg støttes derfor av trykket fra elektroner i stedet for energiproduksjon i kjernen.

Når kjernen har sluttet å trekke seg sammen, har den hvite dvergen en temperatur på over 100.000 Kelvin og skinner gjennom gjenværende varme. Disse unge hvite dvergene belyser vanligvis de ytre lagene til den opprinnelige stjernen som ble kastet ut under den røde gigantfasen, og skaper en planetarisk tåke. Denne fortsatte strålingen fra den hvite dvergen, kombinert med mangelen på en intern energikilde, betyr at den hvite dvergen begynner å avkjøles. Til slutt, etter hundrevis av milliarder år, vil den hvite dvergen avkjøles til temperaturer der den ikke lenger er synlig, og den vil bli en svart dverg. Med så lange tidsskalaer for kjøling (hovedsakelig på grunn av det lille overflatearealet som stjernen stråler gjennom), og med alderen til universet for tiden estimert til 13,7 milliarder år, utstråler selv de eldste hvite dvergene fremdeles ved temperaturer på noen få tusen Kelvin og svarte dverger forblir hypotetiske enheter.

På grunn av deres høye temperaturer og liten størrelse finnes hvite dverger under hovedsekvensen i Hertzsprung-Russell-diagrammet.

Hvite dvergstjerner er ekstreme gjenstander som er omtrent like store som jorden. De har tettheter, typisk rundt 109 kg / m3 (Jorden har en tetthet på rundt 5 × 103 kg / m3), noe som betyr at en teskje hvitt dvergmateriale vil veie flere tonn. Den enkleste måten å forestille seg dette på er å forestille seg å klemme solens masse inn i et objekt på størrelse med jorden! Resultatet er at tyngdekraften på overflaten av den hvite dvergen er over 100.000 ganger det vi opplever her på jorden, og dette trekker stjernens atmosfære inn i et ekstremt tynt overflatelag bare noen få hundre meter høyt.

Hvite dverger i kuleklyngen M4, er mye svakere enn dominerende røde og gule stjerner. Klyngen er spådd å inneholde rundt 40 000 hvite dverger.
Kreditt: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC

En annen merkelig egenskap til hvitt dverger er at jo mer masse de har, jo mindre er de. Chandrasekhar-grensen på rundt 1,4 solmasser er den teoretiske øvre grensen for massen en hvit dverg kan ha og fortsatt være en hvit dverg. Utover denne massen kan ikke elektrontrykk lenger støtte stjernen, og den kollapser til en enda tettere tilstand – enten en nøytronstjerne eller et svart hull. Den tyngste observerte hvite dvergen har en masse på rundt 1,2 solmasser, mens den letteste veier bare omtrent 0,15 solmasser.

Ikke alle hvite dverger eksisterer isolert, og en hvit dverg som akkreterer materiale fra en ledsager stjerne i et binært system kan gi opphav til flere forskjellige utbruddsfenomener. Kataklysmiske variabler skyldes enten oppbygging av et tungt overflatelag av hydrogen på en hvit dverg, eller ustabilitet i tilvekstprosessen, mens Type Ia-supernovaer antas å være eksplosjonen av en hvit dvergstjerne som har overskredet Chandrasekhar-grensen.