Syriusz B był pierwszym białym karłem odkrytym w 1862 roku. Jasnym źródłem na tym zdjęciu Chandry jest Syriusz B świecący w niskoenergetycznych promieniach rentgenowskich przy ~ 25 000 kelwinów. Syriusz A (normalna gwiazda dwa razy masywniejsza od Słońca) to słabe źródło w prawym górnym rogu. Na obrazie optycznym Syriusz A wydawałby się 10000 razy jaśniejszy niż Syriusz B.
Źródło: NASA / CXC / SAO

Białe karły wyznaczają ewolucyjny punkt końcowy niskiego do gwiazd o średniej masie, takich jak nasze Słońce. Procesy syntezy jądrowej w rdzeniach tych gwiazd ustają, gdy hel zostanie przekształcony w węgiel, ponieważ kurczący się rdzeń węglowy nie osiąga wystarczająco wysokiej temperatury, aby się zapalić. Zamiast tego kurczy się, dopóki nie ściśnie wszystkich swoich elektronów w możliwie najmniejszej przestrzeni, jaką mogą zająć. Wynikające z tego ciśnienie elektronów powstaje w wyniku efektów mechaniki kwantowej i powstrzymuje grawitację przed dalszym ściskaniem rdzenia. Dlatego biały karzeł jest podtrzymywany przez ciśnienie elektronów, a nie wytwarzanie energii w jego jądrze.

Gdy rdzeń przestaje się kurczyć, biały karzeł ma temperaturę ponad 100 000 kelwinów i świeci przez ciepło resztkowe. Te młode białe karły zazwyczaj oświetlają zewnętrzne warstwy pierwotnej gwiazdy wyrzuconej podczas fazy czerwonego olbrzyma i tworzą mgławicę planetarną. To ciągłe promieniowanie białego karła w połączeniu z brakiem wewnętrznego źródła energii oznacza, że biały karzeł zaczyna się ochładzać. W końcu, po setkach miliardów lat, biały karzeł ostygnie do temperatur, w których nie będzie już widoczny i stanie się czarnym karłem. Przy tak długich skalach czasowych chłodzenia (głównie ze względu na małą powierzchnię, przez którą promieniuje gwiazda) i przy wieku Wszechświata szacowanym obecnie na 13,7 miliarda lat, nawet najstarsze białe karły nadal promieniują w temperaturze kilku tysięcy Kelwinów, a czarne karły pozostają hipotetycznymi bytami.

Białe karły znajdują się poniżej głównej sekwencji na diagramie Hertzsprunga-Russella ze względu na wysokie temperatury i niewielkie rozmiary.

Białe karły są ekstremalne obiekty, które są mniej więcej tej samej wielkości co Ziemia. Mają gęstość zwykle około 109 kg / m3 (Ziemia ma gęstość około 5 × 103 kg / m3), co oznacza, że łyżeczka materiału białego karła ważyłaby kilka ton. Najłatwiej to sobie wyobrazić, wyobrazić sobie wciskanie masy Słońca w obiekt wielkości Ziemi! W rezultacie grawitacja na powierzchni białego karła jest ponad 100 000 razy większa niż ta, której doświadczamy na Ziemi, co powoduje, że atmosfera gwiazdy staje się niezwykle cienką warstwą o wysokości zaledwie kilkuset metrów.

Białe karły w gromadzie kulistej M4 są znacznie słabsze niż dominujące czerwone i żółte gwiazdy. Przewiduje się, że klaster będzie zawierał około 40 000 białych karłów.
Źródło: Harvey Richer (Uniwersytet Kolumbii Brytyjskiej, Vancouver) / NASA / NSSDC

Kolejna ciekawa właściwość białego krasnoludki są takie, że im więcej mają masy, tym są mniejsze. Granica Chandrasekhara wynosząca około 1,4 masy Słońca jest teoretyczną górną granicą masy, jaką biały karzeł może mieć i nadal pozostaje białym karłem. Poza tą masą ciśnienie elektronów nie może już podtrzymywać gwiazdy i zapada się ona do jeszcze gęstszego stanu – gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Najcięższy obserwowany biały karzeł ma masę około 1,2 masy Słońca, podczas gdy najlżejszy waży tylko około 0,15 masy Słońca.

Nie wszystkie białe karły istnieją w izolacji, a biały karzeł akreuje materiał od swojego towarzysza gwiazda w układzie podwójnym może spowodować kilka różnych zjawisk erupcji. Zmienne kataklizmiczne wynikają albo z nagromadzenia się ciężkiej powierzchniowej warstwy wodoru na białym karle, albo z niestabilności w procesie akrecji, podczas gdy uważa się, że supernowe typu Ia to eksplozja białego karła, która przekroczyła limit Chandrasekhar.