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 доста висока. 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. 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 М0) 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 (около 10 млн. 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 необходимо 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.
