Основни характеристики, произход и съдба
Белите джуджета са горещи компактни звезди, чиято маса е сравнима с тази на Слънцето, но чийто диаметър е приблизително равен на земния (около 1% от слънчевия). Малката повърхностна площ е причината тези звезди да не са ярки, въпреки че температурата им е около 25 000 К.

Дори най-ярките бели джуджета са 100 пъти по-слаби от Слънцето. Бледата светлина на белите джуджета не е плод на ядрено горене, защото звездата вече е изчерпала енергийния си запас. По-скоро светлината е породена от остатъчната топлина, изтичаща от вътрешността на звездата.
Бяло джудже се образува когато звезда с малка маса, подобна на Слънцето, приближи края на живота си. Когато звездата се раздуе до червен гигант, интензивното излъчване изхвърля външните слоеве, които впоследствие образуват планетарна мъглявина. Този процес разкрива ядрото на звездата Самото  ядро е съставено предимно от въглерод и кислород, които са крайните продукти на ядреното горене на вече мъртвата звезда. Повърхността на бялото джудже е изградена от тънък слой водород и хелий, които отначало може да са загрети до 150 000 К. Ядрото не е достатъчно масивно, а от това следва, че и гравитацията не достатъчно силна за да компресира загрее ядрото до запалителната температура на въглерода. Тъй като на може да гори повече, ядрото бързо се свива, образувайки бяло джудже. На теория бели джуджета могат да се образуват от много малки звезди (0.4 - 0.5 М☼) и без да се образува планетарна мъглявина. Такива звезди са относително хладни, а и при тях газът, подобно на относително хладния материал точно под повърхността на Слънцето, трябва да пренася енергията чрез конвекция. Конвекционните течения в тези малки звезди се разпростират в цялото звездно кълбо, смесвайки газа, като по този начин не позволяват да се образува ядро. Освен това слабата гравитация на тези звезди не може да компресира използваното гориво и да превърне звездата в червен гигант. Тъй като немасивните звезди еволюират толкова бавно е нужно време по-дълго от възрастта на Вселената за да достигнат тази точка от своята еволюция. Затова засега никоя от тези звезди не се е превърнала в бяло джудже.
Бялото джудже свети благодарение на топлината, наследена от по-ранното превъплъщение на звездата. Изчисленията показват, че то губи топлината си много бавно, като за да се охлади до 20 000 К са необходими около 10 милиона години. По време на този период на охлаждане звездата става се по-червена и по-слаба, но с отслабването й тя започва да губи топлината си все по-бавно. Астрономите не са сигурни колко време е небходимо за пълното охлаждане на бялото джудже, но наричат тези мъртви звезди черни джуджета. В нашата галактика охлаждащите се бели джуджета вероятно са в изобилие. От проучвания на броя на звездите, които умират всяка година астрономите пресмятат, че е възможно половината от масата на галактиката да принадлежи на мъртви бели джуджета.

Структура на белите джуджета

Тъй като белите джуджета са много компактни и нямат горивен запас, структурата им значително се различава от тази на обикновените звезди. Въпреки, че са в хидростатично равновесие, като налягането се противопоставя на гравитацията, налягането при белите джуджета се дължи на особено взаимодействие между електроните, което ограничава броя частици, които могат да заемат определен обем (принцип на Паули). Това придава на белите джуджета особено свойство: увеличаването на масата им ги свива! По-важното обаче е, че белите джуджета трябва да имат лимит на масата, който ако бъде надвишен води до колапс на звездата.
Белите джуджета са много плътни. Образувани от свитото ядро на звездата - родител, те се свиват още повече с охлаждането си. Ако разделим масата на бяло джудже на обема му ще открием, че плътността му е около 106 g/cm3 - приблизително тон на кубичен сантиметър. Тази плътност сбива атомите на звездата толкова нагъсто, че те са разделени един от друг на разстояние по-малко от нормалния радиус на електронна орбита. Ако при тези условия електроните можеха да останат около ядрата си, орбитите им щяха да се препокрият с тези на съседни атоми. Но при тази плътност електроните лесно могат да избягат от ядрата си и да се движат свободно между тях, като така си взаимодействат по особен начин.
 
Изроденост и граница на Чандрасекар

Физичен закон, наречен принцип на забраната (принцип на Паули) ограничава броя електрони, които могат да заемат определен обем. Това от своя страна създава налягане, което за да се разграничи от това на обикновения газ е наречено изродено налягане. То зависи само от плътността на газа, а не и от температурата му. В обикновен газ налягането зависи от температурата и плътността. Когато такъв газ се компресира, и топлината и по-високата плътност допринасят за увеличението на налягането. Когато се компресира изроден газ, той се загрява, но топлината не увеличава налягането му, както става при обикновен газ. Това прави изродения газ по-малко еластичен в сравнение с обикновения газ.
Ако се добави маса към бяло джудже радиусът му се свива. Допълнителната маса увеличава гравитацията, като по този начин компресира звездата. Налягането се увеличава, но тъй като звездата е изродена, увеличението е малко и не може да предотврати намаляването на обема. Всъщност гравитацията може да превъзмогне налягането и да разбие звездата напълно. Фактът, че прекалено голямата маса кара бялото джудже да колапсира личи от теоретичните изчисления направени през 1939 г. от индийския астрофизик Субраманян Чандрасекар. Чандрасекар спечели Нобелова награда за физика през 1983 г. именно за тези си изчисления и работата свързана с тях. В негова чест граничната маса на белите джуджета е кръстена "граница на Чандрасекар". За звезди изградени от хелиево - водородна смес, за която се смята, че е присъща на много бели джуджета, граничната маса е около 1.4 М☼.
Измервания на масите на бели джуджета, направени след завършването на работата на Чандрасекар, показват, че всички бели джуджета са подчинени на тази граница. Масите на двойните джуджета могат да бъдат измерени чрез модифицирания вид на  третия закон на Кеплер. Масата на единично бяло джудже се изчислява от отместването на спектралните линии, което е породено от силната му гравитация.

Бели джуджета в двойни системи: нови и свръх нови тип I

Самотните бели джуджета се охлаждат и изчезват от погледа ни, но тези в двойни системи може да се загреят и да експлодират. Ако бяло джудже има близък спътник, газ от него може да пада върху джуджето. Тъй като идва от външните слоеве на звездата спътник този газ е богат на водород и може да снабди бялото джудже с гориво. Новото гориво се натрупва в слой на повърхността като гравитацията го компресира и загрява. Рано или късно газовия слой достига температурата на запалване на водорода, но както вече знаем ядреното горене при изроден газ може да е експлозивно. Взривяващия се водород се отнася в космоса и образува разширяваща се обвивка от горещ газ. Този процес излъчва много повече енергия от самото бяло джудже. Понякога тези звездни експлозии са видими и с просто око.  Когато астрономите от древността видели тези явления ги нарекли "нови", от латинската дума за нов, защото експлозията създава ярка точка от светлина в небето, на място където преди не е имало звезда.
    Нова може да избухва на няколко пъти ако не успее да натрупа достатъчно маса. Ако се добави достатъчно газ, джуджето ще надхвърли границата на Чандрасекар, ще колапсира и може да избухне. Въглерода и кислорода в колапсиращата звезда ще бъдат компресирани и загрети и въпреки че отначало са прекалено хладни ще достигнат температурата си на запалване и ще започнат ядрено горене. Въглерода и кислорода се сливат, образувайки силиций (12С + 16О = 28Si), който от своя страна образува никел (28Si + 28Si = 56Ni). Енергията, освободена от това горенe може да е достатъчна за да взриви цялата звезда. Тази експлозия наричаме свръх нова тип I. Изхвърления в космоса никел е силно радиоактивен и бързо се разпада до кобалт (56Co), който пък се разпада до желязо (56Fe), като всеки разпад добавя още енергия към експлозията.  Свръх новата тип I не оставя остатъчна звезда, за разлика от свръх новата тип II, която е причинена от колапса на желязното ядро на масивна звезда и след която остава неутронна звезда или черна дупка. Свръх новите от тип I оставят само бързо разширяващ се газ богат на остатъчните въглерод, кислород, силиций, желязо, и други елементи, продукт на ядреното горене.