ดูต้นฉบับสำหรับ ดาวแคระขาว

{{ปรับภาษา}}
[[ไฟล์:Sirius A and B Hubble photo.jpg|thumb|250px|ภาพของ [[ดาวซิริอุส|ซิริอุส เอ และ บี]] ที่ถ่ายโดย[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล]] ซิริอุส บี ที่เป็นดาวแคระขาวสามารถเห็นเป็นจุดจาง ๆ อยู่ทางด้านล่างซ้ายของดาว Sirius A ที่สว่างกว่ามาก ๆ]]
'''ดาวแคระขาว''' ({{langx|en|White dwarf}}) หรือบางครั้งเรียกว่า '''ดาวแคระสถานะเสื่อม''' (degenerate dwarf) เป็น[[วัตถุท้องฟ้า]]ขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วย[[อิเล็กตรอน]]ที่เป็น[[สสารเสื่อม]] เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับ[[ดวงอาทิตย์]]จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับ[[โลก (ดาวเคราะห์)|โลก]] ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมี[[กำลังส่องสว่าง]]น้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้<ref name=osln>
{{cite web
 |last=Johnson  |first=J.
 |year=2007
 |title=Extreme stars: White dwarfs & neutron stars
 |type=Lecture notes |series=Astronomy&nbsp;162
 |publisher=[[Ohio State University]]
 |url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html
 |access-date=17 October 2011  |url-status=live
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120331194342/http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html
 |archive-date=31 March 2012
}}
</ref>

ดาวแคระขาวที่รู้จักในบริเวณใกล้เคียงกับ[[ดวงอาทิตย์]]มีประมาณคร่าว ๆ 6% ของดาวที่รู้จักในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์<ref>[http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm The One Hundred Nearest Star Systems], Todd J. Henry, RECONS, April 11, 2007. เก็บข้อมูลเมื่อ 4 พฤษภาคม 2007.</ref> ในปี ค.ศ. 1910 [[เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์]] [[เอ็ดเวิร์ด ชาลส์ พิกเคอริง]] และ [[วิลเลียมมินา เฟลมมิง]] ได้ค้นพบดาวแคระขาวเป็นครั้งแรกเนื่องจากเป็นวัตถุที่จางอย่างผิดปกติ<ref name="schatzman">''White Dwarfs'', E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.</ref><sup>, p. 1</sup> ส่วนชื่อ "ดาวแคระขาว" ตั้งโดย [[วิลเลม ลุยเทน]] ในปี ค.ศ. 1922<ref name="holberg">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...20720501H How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs], J. B. Holberg, ''Bulletin of the American Astronomical Society'' '''37''' (December 2005), p. 1503.</ref>

ดาวแคระขาวเป็นดาวที่อยู่ในช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวทุกดวงที่มีมวลไม่มากซึ่งมีปริมาณ 97% ของดาวฤกษ์ที่พบใน[[ดาราจักรทางช้างเผือก]] หลังจากที่ดาวฤกษ์ใน[[แถบลำดับหลัก]]ได้จบช่วงที่มีปฏิกิริยาไฮโดรเจน[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]]ลง มันก็จะขยายเป็น[[ดาวยักษ์แดง]] และหลอม[[ฮีเลียม]]เป็น[[คาร์บอน]]และ[[ออกซิเจน]]ที่ใจกลางโดย[[กระบวนการทริปเปิลอัลฟา]] ถ้าดาวยักษ์แดงมีมวลไม่เพียงพอที่จะทำให้ใจกลางมีอุณหภูมิสูงพอที่จะหลอมคาร์บอนได้ มวลเฉื่อยของคาร์บอนและออกซิเจนจะก่อตัวที่ศูนย์กลาง หลังจากนั้นชั้นนอกของดาวก็จะถูกพ่นออกไปกลายเป็น[[เนบิวลาดาวเคราะห์]] ก็จะเหลือเพียงใจกลางที่เป็นดาวแคระขาวไว้<ref name="rln">[http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html Late stages of evolution for low-mass stars], Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, [[Rochester Institute of Technology]]. Accessed on line May 3, 2007.</ref>

ปกติแล้วดาวแคระขาวจะประกอบไปด้วยคาร์บอนและออกซิเจนและมีความเป็นไปได้ที่ใจกลางมีอุณหภูมิเพียงพอที่จะหลอมคาร์บอนแต่ไม่ใช่[[นีออน]] นอกจากว่าจะก่อตัวเป็นดาวแคระขาวออกซิเจน-นีออน-[[แมกนีเซียม]]<ref name="oxne">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..334..165W On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries], K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch, and S. Dreizler, pp. 165 ff. in ''14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel, July 19–23, 2004'', edited by D. Koester and S. Moehler, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2005.</ref> ดาวแคระขาวฮีเลียมบางดวง<ref name="apj606_L147">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606L.147L A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass], James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta, and Jurek Krzesinski, ''The Astrophysical Journal'' '''606''', #2 (May 2004), pp. L147-L149. Accessed on line March 5, 2007.</ref><ref name="he2">[http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf], press release, [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]], April 17, 2007.</ref>ก่อตัวมาจากการสูญเสียมวลในระบบดาวคู่

เนื่องจากธาตุที่มีอยู่ในดาวแคระขาวไม่อาจทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันได้อีกต่อไป ดังนั้นดาวแคระขาวจึงไม่มีแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่จะสร้างความร้อนเพียงพอที่จะต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้ (ดาวดำรงอยู่ได้ด้วย[[ความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอน]]เท่านั้น) และทำให้ดาวมีความหนาแน่นสูง จากฟิสิกส์ของสถานะเสื่อมสามารถหามวลมากที่สุดของดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองเท่าที่จะมีได้ โดยค่านี้เรียกว่า[[ขีดจำกัดจันทรเศขร]] ซึ่งมีค่าประมาณ 1.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ถ้ามีค่ามากกว่านี้ จะไม่สามารถพยุง[[ความดันสถานะเสื่อม]]ได้ (ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนก็มีมวลอยู่ในช่วงนี้) ถ้ามวลสารมีการถ่ายเทจากคู่ของมันจะเกิดการระเบิดขึ้นเป็น[[มหานวดาราประเภท 1เอ]] ซึ่งกระบวนการนี้เรียกว่า [[การปะทุคาร์บอน]]<ref name="osln" /><ref name="rln" /> (ตัวอย่างของ[[มหานวดารา]]ชนิดนี้ที่โด่งดังที่สุดคือ SN 1006)

หลังจากดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิสูงเกิดการก่อตัวและขาด[[แหล่งพลังงาน]]จากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแล้ว มันจะยังคง[[การแผ่รังสี|แผ่รังสี]]ต่อไปและเย็นตัวลง นั่นหมายความว่า การแผ่รังสีในช่วงแรกจะเป็นแบบอุณหภูมิสูง ส่วนช่วงหลังจะแผ่รังสีน้อยลงและมีสีแดงมากขึ้น เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวจะมีอุณหภูมิต่ำลงจนไม่แผ่รังสีในช่วงคลื่นที่มองเห็นได้ ก็จะกลายเป็น[[ดาวแคระดำ]]ที่เยือกเย็น อย่างไรก็ตาม เพราะว่าไม่มีดาวแคระขาวดวงใดแก่กว่า[[อายุเอกภพ]] และดาวแคระขาวที่เก่าแก่ที่สุดก็ยังคงแผ่รังสีด้วยอุณหภูมิพันกว่าเคลวิน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระดำใน[[เอกภพ]]

== การค้นพบ ==

ดาวแคระขาวที่ถูกค้นพบเป็นดวงแรกอยู่ใน[[ระบบดาวสามดวง]]ใน [[40 Eridani]] ซึ่งประกอบไปด้วยดาวสว่างใน[[แถบลำดับหลัก]] 40 Eridani A ซึ่งโคจรอยู่ใกล้กับระบบดาวคู่ซึ่งมีดาวแคระขาว 40 Eridani B และ[[ดาวแคระแดง]]ในแถบลำดับหลัก 40 Eridani C [[ฟรีดดริค วิลเฮล์ม เฮอร์เชล]] ได้ค้นพบคู่ดาว 40 Eridani B/C ตั้งแต่วันที่ 31 มกราคม ค.ศ. 1783<ref>[http://links.jstor.org/sici?sici=0261-0523(1785)75%3C40%3ACODSBW%3E2.0.CO%3B2-P Catalogue of Double Stars], William Herschel, ''Philosophical Transactions of the Royal Society of London'' '''75''' (1785), pp. 40-126</ref> ต่อมา Friedrich Georg Wilhelm Struve ได้เฝ้าสังเกตในปี 1825 และ Otto Wilhelm Struve เฝ้าสังเกตในปี 1815<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1926BAN.....3..128V The orbit and the masses of 40 Eridani BC], W. H. van den Bos, ''Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands'' '''3''', #98 (July 8, 1926), pp. 128-132.</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1974AJ.....79..819H Astrometric study of four visual binaries], W. D. Heintz, ''Astronomical Journal'' '''79''', #7 (July 1974), pp. 819-825.</ref> ครั้นถึงปี ค.ศ. 1910 Henry Norris Russel, Edward Charles Pickering และ Williamina Fleming จึงได้ค้นพบว่า ทั้ง ๆ ที่มันเป็นดาวที่จางแสงมาก แต่ 40 Eridani B จัดเป็นดาวที่มี [[การจัดประเภทดาวฤกษ์|ชนิดสเปกตรัม]] A หรือมีแสงสีขาว<ref name="holberg"/> ในปี 1939 Russell มองย้อนไปในการสำรวจ<ref name="schatzman">''White Dwarfs'', E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.</ref>

{{คำพูด|ผมได้ไปเยี่ยมเพื่อนและผู้เอื้อเฟื้อสนับสนุนเงิน ศาสตราจารย์ เอ็ดเวิร์ด ซี. พิกเคอริง ด้วยลักษณะนิสัยที่มีอัธยาศัยดี เขาจึงอาสาไปสำรวจสเปกตรัมของดาวทุกดวงรวมถึงเปรียบเทียบดาวแต่ละดวงด้วยและสำรวจพารัลแลกซ์ของดวงดาวที่ Hinks และผมได้ทำไว้ที่แคมบริดจ์, และผมก็ได้แลกเปลี่ยนความคิดเห็น ชิ้นงานประจำวันที่ชัดเจนตรวจสอบได้ให้ผลดี นั่นทำให้การสำรวจของดาวที่มีแมกนิจูดสัมบูรณ์ต่ำทุกดวงมี Spectral class M ในการสนทนาในหัวข้อนี้ ผมถามพิกเคอริงเกี่ยวกับความแน่นอนในดาวไม่สว่างอื่น ๆ ที่ไม่ได้อยู่ในรายการของผมและกล่าวถึง 40 Eridani B ที่ไม่ธรรมดา ด้วยลักษณะนิสัยของเขา เขาก็ส่งบันทึกถึงออฟฟิศของหอดูดาวและก่อนหน้านั้นไปนาน คำตอบมาถึงว่าสเปกตรัมของดาวคือ A ผมรู้พอเกี่ยวกับมันกระทั่ง Plaleozoic ด้วยซ้ำ ผมรู้ทันทีที่มันไม่สอดคล้องอย่างมากระหว่างที่พวกเราจะเรียกมันว่าค่าของความสว่างพื้นผิวและความหนาแน่นเป็นไปได้ ผมต้องแสดงว่าผมไม่เพียงรู้สึกสงสัยเท่านั้นแต่ยังรู้สึกสลดด้วย ข้อยกเว้นนี้ดูเหมือนจะเป็นกฎของพฤติกรรมของดาวที่สวยงาม แต่ Pickering ยิ้มให้ผมและพูดว่ามันเป็นข้อยกเว้นที่นำไปสู่ความรู้อันก้าวหน้า และแล้วดาวแคระขาวก็เข้ามาสู่ขอบข่ายการศึกษาของผม!|วอลเตอร์ อดัมส์ อธิบายถึง Spectral type ของดาว 40 Eridani B อย่างเป็นทางการในปี 1914<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1914PASP...26..198A An A-Type Star of Very Low Luminosity], Walter S. Adams, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''26''', #155 (October 1914), p. 198.</ref>}}

ดาวคู่ของ[[ดาวซิริอุส]] คือดาวซิริอุส บี ถูกค้นพบเป็นลำดับถัดมา ในระหว่างศตวรรษที่ 19 การวัดตำแหน่งของดาวบางดวงแม่นยำพอที่จะวัดการเปลี่ยนแปลงน้อย ๆ ได้ [[ฟรีดดริค เบสเซล]] ใช้เครื่องมือที่มีความแม่นยำในการระบุว่าดาวซิริอุสและดาวโปรซิออนเปลี่ยนแปลงตำแหน่งได้ ในปี 1844 เขาทำนายว่าทั้งคู่มีดาวคู่ที่เรามองไม่เห็น<ref name="fwbessel">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1844MNRAS...6..136. On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius''], F. W. Bessel, communicated by J. F. W. Herschel, ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''6''' (December 1844), pp. 136-141.</ref>

{{คำพูด|ถ้าเราจะพิจารณาให้ซิริอุสและโปรซิออนเป็นดาวคู่ การเคลื่อนที่ของมันก็คงไม่ทำให้ตกใจ เราคงต้องยอมรับว่ามันเป็นสิ่งจำเป็นและคงต้องตรวจสอบหาความจริงเกี่ยวกับจำนวนของมันด้วยการสังเกตการณ์ แต่แสงไม่ใช่คุณสมบัติจริงของมวล การมีอยู่ของดาวที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่านับไม่ถ้วนสามารถพิสูจน์ได้ว่าไม่มีอะไรต่อต้านการมีอยู่ของดาวที่ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า 1 ดวง}}

เบสเซลประมาณคาบการโคจรคร่าว ๆ ของคู่ของดาวซิริอุสไว้ที่ครึ่งศตวรรษ<ref name="fwbessel" /> C.H.F.Peter เป็นผู้คำนวณคาบโคจรได้ในปี ค.ศ. 1851<ref name="flammarion">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1877AReg...15..186F The Companion of Sirius], Camille Flammarion, ''The Astronomical Register'' '''15''', #176 (August 1877), pp. 186-189.</ref> แต่ล่วงไปจนกระทั่ง 31 มกราคม ค.ศ. 1862 อัลแวน เกรแฮม คลาร์คจึงได้ค้นพบดาวอีกดวงหนึ่งใกล้ดาวซิริอุส ซึ่งก่อนหน้านี้ไม่เคยสังเกตเห็นมาก่อน และต่อมาจึงสามารถระบุยืนยันได้ว่าเป็นดาวคู่ของมันนั่นเอง<ref name="flammarion" /> ในปี ค.ศ. 1915 [[วอลเตอร์ อดัมส์]] จึงประกาศว่าสเปคตรัมของดาวซิริอุส บี มีลักษณะเหมือนกันกับดาวซิริอุส<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PASP...27..236A The Spectrum of the Companion of Sirius], W. S. Adams, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''27''', #161 (December 1915), pp. 236-237.</ref>

ครั้นถึงปี ค.ศ. 1917 เอเดรียน แวน แมเนนได้ค้นพบดาวแวนแมเนน ซึ่งเป็นดาวแคระขาวเดี่ยว<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..258V Two Faint Stars with Large Proper Motion], A. van Maanen, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''29''', #172 (December 1917), pp. 258-259.</ref> ดาวแคระขาวทั้งสามดวงที่ได้รับการค้นพบเป็นครั้งแรกนี้ เรียกชื่อกันต่อมาว่าเป็น ''ดาวแคระขาวดั้งเดิม (classical white dwarfs) ''<ref name="schatzman" /> ในเวลาต่อมามีการค้นพบดาวสีขาวจางแสงหลายดวงที่มี[[การเคลื่อนที่เฉพาะ]]สูง บ่งชี้ว่ามันน่าจะเป็นดาวฤกษ์ใกล้โลกที่มีความส่องสว่างน้อย หรืออีกนัยหนึ่งคือเป็นดาวแคระขาวนั่นเอง [[วิลเลม ลุยเทน]] เป็นคนแรกที่ใช้คำว่า ''ดาวแคระขาว (White dwarf) '' ในขณะที่เขากำลังพิจารณาชนิดสเปกตรัมของดาวในปี 1922<ref name="holberg" /><ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..156L The Mean Parallax of Early-Type Stars of Determined Proper Motion and Apparent Magnitude], Willem J. Luyten, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''34''', #199 (June 1922), pp. 156-160.</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34...54L Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions], Willem J. Luyten, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''34''', #197 (February 1922), pp. 54-55.</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..132L Additional Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions], Willem J. Luyten, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''34''', #198 (April 1922), p. 132.</ref><ref>[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-journal_query?volume=34&plate_select=NO&page=356&journal=PASP. Third Note on Faint Early Type Stars with Large Proper Motion], Willem J. Luyten, ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'' '''34''', #202 (December 1922), pp. 356-357.</ref> และอาเทอร์ สแตนลีย์ เอ็ดดิงตัน ได้นำมาใช้อย่างแพร่หลาย อย่างไรก็ดี แม้จะมีข้อสมมุติฐานเช่นนี้อยู่ แต่กว่าจะสามารถพิสูจน์ยืนยันบรรดาดาวแคระขาวที่ค้นพบในยุคแรกซึ่งไม่ใช่ ''ดาวแคระขาวดั้งเดิม'' ก็ต้องล่วงไปจนถึงปลายคริสต์ทศวรรษ 1930 เมื่อดาวแคระขาว 18 ดวงถูกสำรวจในปี 1939 ลุยเทนและนักดาราศาสตร์คนอื่นพยายามจากหาดาวแคระขาวต่อไปในทศวรรษ 1940 ในปี 1950 ดาวแคระขาวมากกว่าร้อยดวงเป็นที่รู้จักและปี 1999 ดาวแคระขาวมากกว่า 2,000 ดวงเป็นที่รู้จัก ตั้งแต่นั้นมา Sloan Digital Sky Survey ก็ค้นพบมากกว่า 9,000 ดวง ส่วนใหญ่เป็นดาวใหม่<ref name="sdssr4">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJS..167...40E A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4], Daniel J. Eisenstein, James Liebert, Hugh C. Harris, S. J. Kleinman, Atsuko Nitta, Nicole Silvestri, Scott A. Anderson, J. C. Barentine, Howard J. Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesiński, Eric H. Neilsen, Jr., Dan Long, Donald P. Schneider, and Stephanie A. Snedden, ''The Astrophysical Journal Supplement Series'' '''167''', #1 (November 2006), pp. 40-58.</ref>

== องค์ประกอบและโครงสร้าง ==
{{Star nav}}
[[ไฟล์:Sirius A and B artwork.jpg|thumb|200px|[[ดาวซิริอุส]]（ซ้าย) และ [[ดาวซิริอุส บี]] (ขวา)]]

เป็นที่ทราบดีว่า ดาวแคระขาวสามารถมีมวลสารต่ำสุดถึง 0.17 เท่า<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660.1451K The Lowest Mass White Dwarf], Mukremin Kulic, Carlos Allende Prieto, Warren R. Brown, and D. Koester, ''The Astrophysical Journal'' '''660''', #2 (May 2007), pp. 1451-1461.</ref> และสูงสุดราว 1.33 เท่า<ref name="sdsswd">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.375.1315K White dwarf mass distribution in the SDSS], S. O. Kepler, S. J. Kleinman, A. Nitta, D. Koester, B. G. Castanheira, O. Giovannini, A. F. M. Costa, and L. Althaus, ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''375''', #4 (March 2007), pp. 1315-1324.</ref>ของ[[มวลดวงอาทิตย์]] แต่โดยมากแล้วเราจะพบดาวแคระขาวที่มีมวลประมาณ 0.6 เท่าของมวลดวงอาทิตย์มากที่สุด และส่วนใหญ่จะมีมวลอยู่ระหว่าง 0.5 ถึง 0.7 เท่าของมวลดวงอาทิตย์<ref name="sdsswd" /> ส่วนรัศมีของดาวแคระขาวที่สำรวจได้ประมาณว่าอยู่ระหว่าง 0.008 ถึง 0.02 เท่าของ[[รัศมีดวงอาทิตย์]]<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..240S Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars], H. L. Shipman, ''The Astrophysical Journal'' '''228''' (February 15, 1979), pp. 240-256.</ref> หากเปรียบเทียบกับโลกซึ่งมีรัศมีประมาณ 0.009 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ หมายความว่าดาวแคระขาวที่มีมวลเทียบได้กับดวงอาทิตย์ต้องถูกอัดอยู่ในปริมาตรที่น้อยกว่าดวงอาทิตย์ถึงหนึ่งล้านเท่า ความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวแคระขาวจึงอยู่ที่ประมาณ 10<sup>6</sup> [[กรัม]] (1 [[ตัน]]) ต่อลูกบาศก์เซนติเมตร<ref name="osln" /> นับได้ว่า ดาวแคระขาวเป็นหนึ่งในบรรดาสสารที่หนาแน่นที่สุดเท่าที่เรารู้จัก เป็นรองแต่เพียงดาวฤกษ์หนาแน่นสูงบางจำพวก เช่น [[ดาวนิวตรอน]] [[หลุมดำ]] และ[[ดาวควาร์ก]]ซึ่งเป็นดาวในทฤษฎี

นับแต่แรกค้นพบ เราก็ทราบกันแล้วว่าดาวแคระขาวเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงมาก ถ้ามันเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในระบบดาวคู่เช่นในกรณีของ [[ดาวซิริอุส บี]] และ [[40 Eridani B]] เราจะสามารถประเมินมวลของมันจากการเฝ้าสังเกตการโคจรของระบบดาวคู่ได้ ดังเช่นที่ได้ทำกับดาวซิริอุส บี ในปี ค.ศ. 1910<ref>''Preliminary General Catalogue'', L. Boss, Washington, D.C.: Carnegie Institution, 1910.</ref> ค่าที่หาได้คือประมาณ 0.94 เท่าของ[[มวลดวงอาทิตย์]] (ผลการประเมินล่าสุดได้เป็น 1.00 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) <ref name="apj_630">[http://adsabs.harvard.edu/abs/w2005ApJ...630L..69L The Age and Progenitor Mass of Sirius B], James Liebert, Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg, and Kurtis A. Williams, ''The Astrophysical Journal'' '''630''', #1 (September 2005), pp. L69-L72.</ref> นอกจากนี้ วัตถุที่ร้อนกว่าจะแผ่รังสีออกมามากกว่าวัตถุที่เย็นกว่า ดังนั้นเราจึงสามารถคำนวณความสว่างของพื้นผิวได้จากการประมาณ[[อุณหภูมิยังผล]]ของพื้นผิวซึ่งหาได้จาก[[สเปกตรัม]] ถ้าเราทราบระยะห่างของดาวนั้น ก็จะสามารถประมาณความส่องสว่างทั้งหมดได้ ผลการเปรียบเทียบตัวเลขทั้งสองนี้จะทำให้เราทราบรัศมีของดาว ซึ่งผลลัพธ์ที่ได้คือดาวซิริอุส บี และ 40 Eridani B เป็นดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นสูงมาก สร้างความงุนงงสงสัยแก่เหล่านักดาราศาสตร์ในเวลานั้นเป็นอย่างมาก เช่น Ernst Öpik ได้ประมาณความหนาแน่นของระบบดาวคู่จำนวนหนึ่งในปี ค.ศ. 1916 เขาพบว่า 40 Eridani B มีความหนาแน่นมากกว่า 25,000 เท่าของดวงอาทิตย์ สูงจนเขาบอกว่า "เป็นไปไม่ได้"<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1916ApJ....44..292O The Densities of Visual Binary Stars], E. Öpik, ''The Astrophysical Journal'' '''44''' (December 1916), pp. 292-302.</ref> อาเทอร์ สแตนลีย์ เอ็ดดิงตัน กล่าวในเวลาต่อมาใน ค.ศ. 1927<ref>''Stars and Atoms'', A. S. Eddington, Oxford: Clarendon Press, 1927.</ref> ดังนี้

{{คำพูด|พวกเราได้เรียนรู้เกี่ยวกับดวงดาวโดยได้รับและแปลข้อความที่แสงนำมาให้พวกรา ข้อความของคู่ของ Sirius เมื่อมันถูกถอดรหัสก็จะได้ว่า : "ฉันบรรจุสสารที่มีความหนาแน่นมากกว่า 3,000 เท่าของสิ่งที่คุณเคยเห็น สสาร 1 ตันของฉันที่เล็กพอ ๆ กับเศษโลหะจะสามารถเอาไปใส่ในไม้ขีดไฟได้" ข้อความเช่นนี้เราควรจะตอบอะไรกลับไป คำตอบที่พวกเราส่วนใหญ่ตอบในปี 1914 คือ "หยุดพูดเดี๋ยวนี้ อย่าพูดอะไรที่ไร้สาระ"}}

ในปี ค.ศ. 1924 เอ็ดดิงตันได้ระบุว่า ด้วยความหนาแน่นของดาวฤกษ์ระดับนี้ แสงจากดาวซิริอุส บี ควรจะเกิดปรากฏการณ์[[การเคลื่อนไปทางแดงเนื่องจากแรงโน้มถ่วง]] โดยอ้างอิงจาก[[ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป]]<ref name="eddington">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1924MNRAS..84..308E On the relation between the masses and luminosities of the stars], A. S. Eddington, ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''84''' (March 1924), pp. 308-332.</ref> ต่อมาผลการศึกษา[[การเคลื่อนไปทางแดง]]ของอดัมส์ในปี ค.ศ. 1925 ได้ยืนยันแนวคิดนี้<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1925PNAS...11..382A The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius], Walter S. Adams, ''Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America'' '''11''', #7 (July 1925), pp. 382-387.</ref>

เหตุที่ดาวฤกษ์สามารถมีความหนาแน่นสูงได้ถึงเพียงนี้ เพราะองค์ประกอบของดาวแคระขาวไม่ได้ประกอบด้วย[[อะตอม]]ที่จับกันไว้ด้วย[[พันธะเคมี]] แต่ประกอบด้วย[[พลาสมา]]ที่มี[[นิวเคลียส]]และ[[อิเล็กตรอน]]ซึ่งไม่ได้ดึงดูดต่อกัน จึงไม่มีอุปสรรคอันใดที่นิวเคลียสแต่ละตัวจะอยู่ใกล้กันยิ่งกว่าวงโคจรของอิเล็กตรอน (บริเวณที่อิเล็กตรอนล้อมอะตอมเอาไว้) จึงเป็นสิ่งที่ควรยอมรับเป็นปกติได้ อย่างไรก็ตามความสงสัยสัยว่าจะเกิดอะไรขึ้นเมื่อพลาสมาที่เย็นและพลังงานที่ถูกเก็บไว้ในไอออไนซ์อะตอมไม่ได้แสดงให้เห็นเป็นระยะเวลาอันยาวนาน คำพูดที่ขัดกับความรู้สึกนี้ถูกแก้โดย R.H. Fowler ในปี 1926 โดยการประยุกต์[[กลศาสตร์ควอนตัม]]ที่เพิ่งคิดขึ้นใหม่ ตั้งแต่ที่ว่าอิเล็กตรอนได้ประพฤติตามหลักการกีดกันของ Pauli จึงไม่มีอิเล็กตรอนสองตัวที่สามารถอาศัยอยู่ในสภาวะเดียวกันได้และมันจะต้องประพฤติตาม Fermi-Dirac statistics ถูกแนะนำในปี 1926 เพื่อพิจารณาการกระจายทางสถิติของอนุภาคที่ประพฤติตามหลักการกีดกันของ Pauli ที่อุณหภูมิ 0 เคลวิน ดังนั้นอิเล็กตรอนจึงไม่สามารถที่จะอยู่ที่สภาวะพลังงานต่ำสุดหรือ [[ground stat]] ได้ทั้งหมด อิเล็กตรอนบางตัวจึงอยู่ในสภาวะที่มีพลังงานสูงกว่าก่อตัวเป็นแถบของพลังงานต่ำสุดที่จะทำได้ ([[Fermi sea]]) ในสภาวะนี้เรียกว่า[[degenerate]] หมายถึงดาวแคระขาวสามารถมีอุณหภูมิเย็นจนถึงศูนย์องศาสัมบูรณ์ได้ในขณะที่ยังคงมีพลังงานสูง วิธีอื่นที่จะหาผลลัพธ์คือการใช้หลักความไม่แน่นอน ที่อิเล็กตรอนความหนาแน่นสูงในดาวแคระขาวมีความหมายว่าตำแหน่งของมันถูกจำกัดเมื่อเทียบกับสิ่งอื่น (คือการสร้างความไม่แน่นอนของโมเมนตัมของมันที่สอดคล้องกัน) นี่หมายความว่าอิเล็กตรอนบางตัวต้องมีโมเมนตัมสูงและพลังงานจลน์สูง

การบีบอัดของดาวแคระขาวจะทำให้จำนวนอิเล็กตรอนเพิ่มขึ้นในปริมาตรเท่าเดิม ไม่ว่าจะพิจารณาจากหลักการกีดกันของเพาลีหรือจากหลักความไม่แน่นอน จะพบว่าพลังงานจลน์ของอิเล็กตรอนเพิ่มขึ้นจนทำให้เกิด[[ความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอน]]นี้คือสิ่งที่ช่วยดาวแคระขาวต้านกับการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ซึ่งขึ้นอยู่กับเฉพาะความหนาแน่นและไม่ขึ้นกับอุณหภูมิ[[สสารสถานะเสื่อม]]สามารถบีบอัดได้เมื่อเทียบกับสิ่งอื่น นั่นหมายความว่าความหนานแน่นของดาวแคระขาวที่มีมวลมากจะมากกว่าดาวแคระขาวที่มวลน้อยกว่ามาก ๆ รัศมีของดาวแคระขาวจะลดลงเมื่อมีมวลเพิ่มมากขึ้น

การมีอยู่ของขีดจำกัดมวลที่ไม่มีดาวแคระขาวใดสามารถเกินกว่านี้ได้คือผลสำคัญที่จะถูกค้ำยันโดยความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอน มวลทั้งหลายนี้ถูกเผยแพร่ในปี 1929 โดย [[วิลเฮล์ม แอนเดอร์สัน]] และปี 1930 โดย เอ็ดมอนด์ ซี. สโตนเนอร์ ค่าขีดจำกัดใหม่ถูกเผยแพร่ในปี 1931 โดย[[สุพรหมัณยัน จันทรเศขร]] ในงานวิจัยของเขา "มวลมากที่สุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ" สำหรับดาวแคระขาวที่ไม่มีการหมุน ซึ่งเท่ากับค่าที่ได้จากการประมาณ 5.7/''μ''<sub>e</sub><sup>2</sup> เท่าของดวงอาทิตย์ เมื่อ ''μ''<sub>e</sub>คือน้ำหนักโมเลกุลเฉลี่ยต่ออิเล็กตรอนของดาวคือคาร์บอน-12 และออกซิเจน-16 ที่ประกอบอยู่มากในดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจน ทั้งคู่มีเลขอะตอมเท่ากับครึ่งหนึ่งของน้ำหนักอะตอมเมื่อแทน ''μ''<sub>e</sub> เท่ากับ 2 ก็จะได้ค่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ใกล้กับค่าที่ประมาณในเวลาเริ่มต้นศตวรรษที่ 20 นี่เป็นเหตุผลที่ทำให้เชื่อว่าดาวประกอบด้วยธาตุที่หนักมากเป็นองค์ประกอบสำคัญ และในงานวิจัยของจันทรเศขรตั้งค่าเฉลี่ยโมเลกุลต่ออิเล็กตรอน ''μ''<sub>e</sub> เท่ากับ 2.5 จะทำให้ได้ขีดจำกัดเท่ากับ 0.91 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เหมือนของ วิลเลียม อัลเฟรด ฟาวเลอร์ จันทรเศขรได้รับ[[รางวัลโนเบล]]จากผลงานนี้และงานอื่นของเขาในปี 1983 ขีดจำกัดมวลปัจจุบันเรียกว่า "[[ขีดจำกัดจันทรเศขร]]"

ถ้าดาวแคระขาวมีมวลเกินกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรและไม่มีปฏิกิริยานิวเคลียร์ ความดันที่เกิดขึ้นจากอิเล็กตรอนก็จะไม่สามารถรักษาสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงได้นานและก็จะพังทลายลงมาเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นสูงกว่า เช่น ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจนจะเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันและดับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันทำให้เกิด[[ซูเปอร์โนวาประเภท 1a]] และดาวแคระขาวจะถูกทำลายก่อนที่จะถึงขีดจำกัดมวล

ดาวแคระขาวมีกำลังส่องสว่างต่ำและปรากฏเป็นแถบใต้[[แผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล]] (แผนภาพ HR) ซึ่งเป็นกราฟที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างกำลังส่องสว่างกับสีหรืออุณหภูมิ มันไม่ไปปะปนกับวัตถุมวลน้อยอื่น ๆ ของแถบลำดับหลักเช่น[[ดาวแคระแดง]]ที่จุดไฮโดรเจนนิวเคลียร์ฟิวชันที่ใจกลางมีความดันจากอุณหภูมิหรือ[[ดาวแคระน้ำตาล]]ที่มีอุณหภูมิต่ำ

=== ความสัมพันธ์ระหว่างมวลกับรัศมีและขีดจำกัดมวล ===
เป็นการง่ายที่จะหาความสัมพันธ์อย่างคร่าว ๆ ระหว่างมวลกับรัศมีโดยใช้การใช้ Energy minimization argument พลังงานของดาวแคระขาวสามารถประมาณได้จากการรวมกันของ[[พลังงานศักย์โน้มถ่วง]]และ[[พลังงานจลน์]] พลังงานศักย์โน้มถ่วงของหน่วยมวลของดาวแคระขาว E<sub>g</sub> จะคือ -GM/R เมื่อ G เป็น[[ค่าคงที่แรงโน้มถ่วง]] M เป็นมวลของดาวแคระขาวและ R เป็นรัศมี พลังงานจลน์ต่อหน่วยมวล E<sub>k</sub> ขั้นต้นจะหาได้จากการเคลื่อนที่ของอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงมีค่าประมาณ N p<sup>2</sup>/2m เมื่อ p เป็นโมเมนตัมเฉลี่ยของอิเล็กตรอน m คือมวลอิเล็กตรอนและ N คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยมวล เพราะอิเล็กตรอน [[degenerate]] ดังนั้นจึงสามารถประมาณ p ได้จากหลักความไม่แน่นอนของโมเมนตัม Δ''p'' จาก Δ''p''Δ''x'' ในออร์เดอร์ของ [[ค่าคงที่ของพลังค์]] ''ħ'' และ Δ''x'' คือระยะทางเฉลี่ยระหว่างอิเล็กตรอนซึ่งประมาณ ''n''<sup>-1/3</sup> นั่นคือ รากที่สามของจำนวนความหนาแน่น เมื่อ n คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยปริมาตร เพราะว่า N M อิเล็กตรอนในดาวแคระขาวและปริมาตรของมันอยู่ในออร์เดอร์ R<sup>3</sup> n จึงอยู่ในออร์เดอร์ของ ''N M''/''R''<sup>3</sup>

ในการพิสูจน์หาพลังงานจลน์ต่อหน่วยมวล E<sub>k</sub> หาจาก
:: <math>E_k \approx \frac{N (\Delta p) ^2}{2m} \approx \frac{N \hbar^2 n^{2/3}}{2m} \approx \frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}.</math>

ดาวแคระขาวจะอยู่ในสภาวะสมดุลเมื่อ ''E''<sub>''g''</sub> + ''E''<sub>''k''</sub> มีค่าต่ำสุด จากจุดนี้จึงสามารถเปรียบเทียบพลังงานศักย์และพลังงานจลน์ได้ ดังนั้นเราจึงหาความสัมพันธ์ของมวลและรัศมีโดยการคำนวณขนาดของมัน
:: <math>|E_g|\approx\frac{GM}{R} = E_k\approx\frac{M^{2/3} N^{5/3} \hbar^2}{2m R^2}.</math>

พิสูจน์หารัศมี ''R'', ให้
:: <math> R \approx \frac{N^{5/3} \hbar^2}{2m GM^{1/3}}.</math>

ตัด ''N'' ซึ่งขึ้นกับองค์ประกอบของดาวแคระขาวและค่าคงที่จักรวาลทิ้ง เหลือความสัมพันธ์ของมวลกับรัศมี
:: <math>R \sim \frac{1}{M^{1/3}}, \, </math>

นั่นคือรัศมีของดาวแคระขาวแปรผกผันตามสัดส่วนของรากที่สามของมวลเพราะการวิเคราะห์นี้ไม่ใช้สูตรสัมพัทธภาพ คือ ''p''<sup>''2''</sup>/''2m'' สำหรับพลังงานจลน์ ถ้าเราวิเคราะห์สถานการณ์ที่ความเร็วของอิเล็กตรอนในดาวแคระขาวใกล้เคียงกับความเร็วแสงมาก c เราต้องแทน ''p''<sup>''2''</sup>/''2m'' ด้วยการประมาณ relativistic ''p c'' สำหรับพลังงานจลน์ ถ้าแทนด้วยการประมาณนี้จะได้
:: <math>E_{k\ {\rm relativistic}} \approx \frac{M^{1/3} N^{4/3} \hbar c}{R}.</math>

ถ้าเราเปรียบเทียบกับขนาดของ E<sub>g</sub> เราจะพบว่า ''R'' ตัดออกจากมวลและถูกบังคับให้กลายเป็น
:: <math>M_{\rm limit} \approx N^2 \left (\frac{\hbar c}{G}\right) ^{3/2}.</math>

[[ไฟล์:WhiteDwarf mass-radius.jpg|thumb|350px|right| แบบจำลองความสัมพันธ์ระหว่างรัศมีและมวล]]

จะเห็นว่าว่าเมื่อเราเพิ่มมวลให้กับดาวแคระขาว รัศมีของมันก็จะลดลง จากการใช้หลักความไม่แน่นอนจะพบว่าโมเมนตัมหรือความเร็วจะเพิ่มขึ้นจนความเร็วใกล้เคียงแสง การใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปจะแน่นอนแม่นยำที่สุด หมายความว่ามวล ''M'' ของดาวแคระขาวจะต้องเข้าใกล้ ''M''<sub>''limit''</sup>

เพื่อที่จะทำให้การคำนวณความสัมพันธ์ระหว่างมวลและรัศมีเพิ่มขึ้นและขีดจำกัดมวลของดาวแคระขาวแม่นยำขึ้น ต้องคำนวณสมการสถานะซึ่งจะอธิบายถึงความสัมพันธ์ระหว่างความหนาแน่นและความดันในสสารของดาวแคระขาวด้วย ถ้าให้ความหนาแน่นและความดันทั้งคู่เป็นฟังก์ชันของรัศมีจากศูนย์กลางของดาว สมการของระบบก็จะประกอบด้วยสมการ[[สถิตยศาสตร์ของไหล]] พร้อมกับสมการสถานะจะสามารถแก้สมการเพื่อหาโครงสร้างของดาวแคระขาวในสภาวะสมดุลได้ ในกรณีของ non-relativistic เราจะยังคงหาได้ว่ารัศมีแปรผกผันกับสัดส่วนของรากที่สามของมวล การแก้โดยสัมพัทธภาพจะได้ผลลัพธ์ที่เปลี่ยนแปลงไปคือรัศมีจะกลายเป็น 0 เมื่อมีมวลเท่ากับขีดจำกัดมวล (หรือขีดจำกัดจันทรเศขร) เมื่อดาวแคระขาวไม่สามารถที่จะถูกพยุงด้วย[[ความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอน]]ได้ จากกราฟแสดงให้เห็นถึงผลลัพธ์ที่ได้จากการคำนวณเส้นสีน้ำเงินคือแบบจำลองการเปลี่ยนแปลงรัศมีและมวลซึ่ง non-relativistic และเส้นสีเขียวคือ relativistic แบบจำลองทั้งสองถูกแก้โดยให้ดาวแคระขาวเป็นแก๊สเฟอร์มิเย็นในสภาวะ[[สมดุลอุทกสถิต]]ค่าเฉลี่ยของมวลโมเลกุลกำหนดให้เป็น 2 มวลและรัศมีถูกวัดในหน่วยเท่าของดวงอาทิตย์

ในการคำนวณทั้งหมดสมมติให้ดาวแคระขาวไม่หมุน ถ้าดาวแคระขาวหมุน สมการ Hydrostatic จะต้องคิด[[แรงสู่ศูนย์กลางเทียม]]ในกรอบหมุนด้วย สำหรับดาวแคระขาวที่หมุนอย่างสม่ำเสมอ ขีดจำกัดมวลจะเพิ่มขึ้นเพียงเล็กน้อย ในปี 1947 Fred Hoyle ได้แสดงให้เห็นถึงดาวหมุนอย่างไม่สม่ำเสมอและไม่คิดถึง[[ความหนืด]]ว่ามวลจะไม่มีขีดจำกัดสำหรับแบบจำลองที่เป็นไปได้ของดาวแคระขาวที่อยูในสภาวะ[[สมดุลอุทกสถิต]]อย่างไรก็ตามมันก็จะอยู่ในสภาวะสมดุลไดนามิก

=== การแผ่รังสีและการเย็นตัว ===
[[ไฟล์:Size IK Peg.svg|left|320px|thumb|เปรียบเทียบกันระหว่างดาวแคระขาว [[IK Pegasi]] B (กลาง), เป็นคู่ของมัน AIK Pegasi A (ซ้าย) ซึ่งเป็นดาวประเภท A และดวงอาทิตย์ (ขวา) ดาวแคระขาวมีอุณหภูมิพื้นผิว 35,500]]

การแผ่รังสีในช่วงคลื่นแสงที่ถูกแผ่ออกมาในดาวแคระขาวจะแปรผันในช่วงความยาวคลื่นกว้าง จากสีน้ำเงินของดาวชนิด O ในแถบลำดับหลักไปจนถึงดาวแคระแดงชนิด M ดาวแคระขาวมี[[อุณหภูมิยังผลที่พื้นผิว]]สูงกว่า 150,000 K จนต่ำกว่า 4,000 K
และจากกฎสเตฟาน โบล์ทซมาน กำลังส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นพร้อมกับอุณหภูมิพื้นผิว พิสัยของอุณหภูมิพื้นผิวนี้สัมพันธ์กับกำลังส่องสว่างตั้งแต่ 100 เท่าของดวงอาทิตย์และต่ำกว่า 1/10,000 เท่าของดวงอาทิตย์ ดาวแคระขาวร้อนที่มีอุณหภูมิพื้นผิวเกินกว่า 30,000 K ซึ่งถูกสำรวจในช่วง X-ray ที่มีพลังงานต่ นี่ทำให้องค์ประกอบและโครงสร้างของบรรยากาศถูกศึกษาโดยการสังเกตการณ์ X-ray อ่อน ๆ และอุลตร้าไวโอเลต
ถ้าดาวแคระขาวไม่มีการเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันหรือแหล่งอื่น การแผ่รังสีก็จะมาจากความร้อนที่สะสมไว้ ดาวแคระขาวมีพื้นที่ผิวน้อยมากสำหรับการแผ่รังสี ดังนั้นมันจะยังคงร้อนไปตลอดระยะเวลายาวนาน ถ้าดาวแคระขาวเย็นและมีอุณหภูมิพื้นผิวลดลง การแผ่รังสีของมันจะเป็นแดงขึ้นและกำลังส่องสว่างจะลดลง เพราะดาวแคระขาวไม่มีการแผ่พลังงานอื่นนอกจากการแผ่รังสีทำให้การแผ่รังสีของมันช้า Bergeron, Ruiz และ Leggett ยกตัวอย่างการประมาณว่าหลังจากดาวแคระขาวคาร์บอนที่มีมวล 0.59 เท่าของดวงอาทิตย์และบรรยากาศที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน อุณหภูมิพื้นผิวลดต่ำลงถึง 7,140 K จะใช้เวลา 1.5 พันล้านปี ดาวที่เย็นประมาณ 500 ถึง 6,590 K ใช้เวลาประมาณ 0.3 พันล้านปีแสง แต่สองขั้นต่อไปคือประมาณ 500 K (ถึง 6,030 และ 5,550 K) จะอยู่ 0.4 แรกถึง 1.1 พันล้านปี ถึงแม้ว่าองค์ประกอบของดาวแคระขาวเป็นพลาสมาเริ่มแรก มันก็ถูกทำนายตามทฤษฎีในทศวรรษที่ 1960 ในการเย็นตัวขั้นสุดท้าย มันควรจะเป็น [[crystallize]] ที่จุดศูนย์กลางดาว โครงสร้างของ crystal ถูกคิดว่าจะเป็น [[body-centered cubic]] ในปี 1995 มันถูกแสดงให้เห็นว่าการเต้นเป็นจังหวะของดาวแคระขาวจากการสังเกตการณ์แผ่นดินไหวบนดาวเป็นผลคือการทดสอบพลังงานศักย์ในทฤษฎี crystalization และปี 2004 Travis Metcalfe และทีมนักวิจัย Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ประมาณจากการสังเกตการณ์ว่าประมาณ 90% ของมวลของ [[BPM 37093]]ถูก crystallize จากงานอื่นพบว่ามวลคริสตัลเป็นอัตราส่วนระหว่าง 32% และ 82%
การสำรวจดาวแคระขาวส่วนใหญ่พบอุณหภูมิพื้นผิวที่สูงระหว่าง 8,000 K และ 4,000 K ดาวแคระขาวใช้เวลาในการเย็นตัวในช่วงชีวิตของมันมากกว่าขณะที่อุณหภูมิสูง ดังนั้นเราควรคาดว่าดาวแคระขาวที่เย็นตัวแล้วมีมากกว่าดาวแคระที่ร้อนกว่า ครั้งหนึ่งเราปรับ[[อคติที่เกิดจากการเลือกตัวอย่าง]] ว่าดาวแคระขาวที่ร้อนมีกำลังส่องสว่างมากกว่าจะง่ายต่อการสังเกต เราพบว่าการพิสัยการลดลงของอุณหภูมิถูกตรวจสอบจากผลลัพธ์ในการค้นพบดาวแคระขาว แนวทางนี้หยุดเมื่อพวกเราเอื้อมไปถึงดาวแคระขาวที่เย็นตัวลงมาก ดาวแคระขาวจำนวนมากถูกสังเกตว่าอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่า 4,000 K และดาวจำนวนน้อยที่จะถูกพบว่ามีอุณหภูมิต่ำกว่า 4,000 K และหนึ่งดาวที่เย็นที่สุดที่ถูกสำรวจ WD 0346+246 มีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 3,900 K เหตุผลนั้นสำหรับมันคืออายุของเอกภพมีจำกัด ไม่มีเวลาพอที่จะทำให้ดาวแคระขาวเย็นตัวลงถึงอุณหภูมินี้ได้ ฟังก์ชันกำลังส่องสว่างของดาวแคระขาวสามารถถูกใช้ในการหาระยะเวลาที่ดาวเริ่มจะก่อตัวในบริเวณนั้น การประมาณอายุของ[[จานดาราจักร]]จากวิธีนี้คือ 8 พันล้านปี
ดาวแคระขาวจะเย็นตัวลงจะกลายเป็นดาวที่ไม่มีการแผ่รังสีหรือดาวแคระดำจากการประมาณสมดุลทางเทอร์โมไดนามิกส์ที่สิ่งแวดล้อมที่มันอยู่และพื้นหลังของจักรวาล อย่างไรก็ตามยังไม่มีดาวแคระดำในปัจจุบัน

=== ชั้นบรรยากาศและสเปกตรัม ===
ถึงแม้ว่าดาวแคระขาวส่วนใหญ่จะถูกพบว่าประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน แต่ตามปกติสเปกตรัมจะถูกแสดงให้เห็นว่าแสงมาจากชั้นบรรยากาศที่สังเกตพบไฮโดรเจนหรือฮีเลียมที่เด่นขึ้นมา ธาตุที่เด่นปกติจะมีมากกว่าธาตุอื่น ๆ อย่างน้อยที่สุด 1,000 เท่า ซึ่งถูกอธิบายในปี 1940 โดย [[Schatzman]] แรงโน้มถ่วงพื้นผิวที่สูงทำให้ความบริสุทธิ์โดยการแยกชั้นบรรยากาศโดยแรงโน้มถ่วง ธาตุที่หนักกกว่าจะอยู่ข้างล่างและธาตุที่เบากว่าจะอยู่ข้างบน ชั้นบรรยากาศนี้ จะมีเฉพาะบางส่วนของดาวแคระขาวที่สามารถมองเห็นได้ ด้านบนสุดของเปลือกที่ส่วนที่เหลืออยู่ของเปลือกในเฟส[[AGB]]และน่าจะประกอบด้วยสสารที่ถูกเพิ่มจาก[[สสารระหว่างดาว]] เปลือกหุ้มนี้เชื่อว่าประกอบด้วยชั้นฮีเลียมที่มีมวลไม่มากไปกว่า 1/100 ของมวลทั้งหมด ถ้าบรรยากาศมีไฮโดรเจนที่เด่นก็จะถูกทับด้วยชั้น"ฮโดรเจนที่มีมวลประมาณ 1/10,000 เท่าของมวลดาว
{| class="wikitable" style="float: right"
| + ชนิดสเปกตรัมของดาวแคระขาว<ref name=villanovar4>
{{cite journal
 |last1=McCook |first1=George P.
 |last2=Sion   |first2=Edward M.
 |year=1999
 |title=A catalog of spectroscopically identified white dwarfs
 |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series
 |volume=121  |issue= 1  |pages=1–130
 |bibcode=1999ApJS..121....1M
 |doi=10.1086/313186  |doi-access=free
}}
</ref>
|-
! colspan="2" | Primary and secondary features
|-
| A
| ปรากฏเส้นของไฮโดรเจน; ไม่มีเส้น He I หรือโลหะ
|-
| B
| มีเส้น He ไม่มีเส้นไฮโดรเจนและโลหะ
|-
| C
| เป็นสเปกตรัมต่อเนื่องที่ไม่มีเส้นดูดกลืน
|-
| O
| มีเส้น He II, ประกอบกับเส้น He I หรือ H lines
|-
| Z
| มีเส้นโลหะ ไม่มีเส้น H หรือ He I
|-
| Q
| มีเส้นคาร์บอนปรากฏ
|-
| X
| ไม่ชัดเจนหรือไม่สามารถจัดประเภทสเปกตรัมได้
|-
! colspan="2" | Secondary features only
|-
| P
| ดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กที่สามารถตรวจจับการโพลาไรเซชันได้
|-
| H
| ดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กที่ไม่มีความสามารถในการตรวจจับการโพลาไรเซชัน
|-
| E
| มีเส้น Emission ปรากฏ
|-
| V
| เป็นดาวแปรแสง
|}

ถึงแม้ว่าจะบาง ชั้นนอกจะกำหนดวิวัฒนาการของอุณหภูมิของดาวแคระขาว degenerate electrons ใน conduct heat well ของดาวแคระขาว มวลดาวแคระขาวส่วนใหญ่จะเป็น[[isothermal]] และมันก็จะร้อนด้วยอุณหภูมิพื้นผิว 8,000K และ 16,000K ที่ใจกลางมีอุณหภูมิประมาณ 5,000,000 ถึง 20,000,000K ดาวแคระขาวจะเย็นตัวลงอย่างรวดเร็วเฉพาะที่ผิวนอกของมัน ในการพยายามที่จะแยกประเภทดาวแคระขาวครั้งแรกเมื่อปี 1941 โดย G.P. Kuiper และหลากหลายประเภทมีเสนอและใช้ตั้งแต่นั้น ระบบที่ใช้ในปัจจุบันคิดค้นโดย Edward M. Sion และผู้เขียนร่วมของเขาในปี 1983 และแก้ไขในเวลาต่อมา การจัดสเปกตรัมจะใช้สัญลักษ์ที่ประกอบด้วยอักษร D นำหน้าและตามด้วยอักษรที่บอกถึงลักษณะพิเศษขั้นต้นและอักษรที่ตามมาบอกถึงลักษณะพิเศษขั้นต่อมาของสเปกตรัม และเลขดัชนีพื้นผิวถูกคำนวณโดวยการแบ่ง 50,400K โดยอุณหภูมิยังผล ตัวอย่างเช่น
* ดาวแคระขาวที่มีเฉพาะ He I สเปกตรัมและอุณหภูมิยังผล 15,000K ควรจะจัดเป็นประเภท DB3 หรือถ้าใช้เหตุผลโดยการทำนายการวัดอุณหภูมิ DB3.5
* ดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กโพลาไรซ์ อุณหภูมิพื้นผิว 17,000K และมีสเปกตรัมที่มี He I เด่นที่มีเส้นไฮโดรเจนเป็นลักษณะพิเศาจะจัดไว้ในกลุ่ม DBAP3
สัญลักษณ์ ? และ : จะใช้เมื่อการจัดประเภทให้ถูกต้องได้นั้นไม่มีความแน่นอน
ดาวแคระขาวจะมีสเปกตรัมขั้นต้นจัดอยู่ในประเภท DA มีไฮโดรเจนเด่นที่บรรยากาศ มันมีจำนวนเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวที่สำรวจทั้งหมด สัดส่วนน้อย ๆ (คร่าว ๆ 0.1%) มีคาร์บอนเด่นในชั้นบรรยากาศ สมมติว่าคาร์บอนและโลหะไม่ประกฎ การจัดสเปกตรัมจะขึ้นกับอุณหภูมิยังผล ระหว่างประมาณ 100,000 ถึง 45,000K จะจัดอยู่ในประเภท DO จะมี Singly ionezed helium เด่น ระหว่าง 300,000K ถึง 12,000 K สเปกตรัมจะไม่มีลักษณะพิเศษและจัดประเภทเป็น DC เหตุผลของการไม่มีดาวแคระขาวที่มีบรรยากาศที่มีฮีเลียมเด่นและอุณหภูมิ 30,000K ถึง 45,000K จะเรียกว่า DB gap ถ้าไม่ชัดเจนก็จะคาดเดาจากกระบวนการวิวัฒนาการชั้นบรรยากาศอย่างเช่นการแยกโดยแรงโน้มถ่วงและการผสมจากการพา

=== สนามแม่เหล็ก ===
สนามแม่เหล็กในดาวแคระขาวที่พื้นผิวมีความเข้ม ~1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา) ซึ่งถูกทำนายโดย P.M.A Blackett ในปี 1947 ซึ่งเป็นผลลัพธ์ของกฎฟิสิกส์ เขาเสนอว่าวัตถุที่ไม่มีประจุที่หมุนอยู่จะสร้างสนามแม่เหล็กเป็นสัดส่วนกับโมเมนตัมเชิงมุม กฎซึ่งเป็นคำล่ำลือนี้บางครั้งเรียกว่า [[Blackett effect]] ซึ่งโดยทั่วไปจะไม่ยอมรับ และในทศวรรษที่ 1950 Blackett ก็ถูกหักล้าง ในทศวรรษ 1960 มีการเสนอว่าดาวแคระขาวควรมีสนามแม่เหล็กเพราะการอนุรักษ์ฟลักซ์แม่เหล็กรวมของพื้นผิวระหว่างการวิวัฒนาการของดาว non-degenerate ไปสู่ดาวแคระขาว สนามแม่เหล็กพื้นผิว ~100 เกาส์ (0.01 เทสลา) ในดาวต้นกำเนิดควรจะกลายเป็นสนามแม่เหล็กพื้นผิว ~100-100<sup>2</sup> = 1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา) ครั้งหนึ่งที่ดาวมีรัศมีเล็กลงด้วยแฟคเตอร์ 100 สนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวที่ถูกพบคือ [[GJ 742]] ที่ตรวจจับได้ว่ามีสนามแม่เหล็กในปี 1970 โดยการแผ่รังสีของแสง[[circularly polarized]] มันถูกคิดว่าสนามพื้นผิวประมาณ 300 ล้านเกาส์ (30 กิโลเทสลา) ตั้งแต่สนามแม่เหล็กถูกค้นพบในดาวแคระขาวมากกว่า 100 ดวง มีสนามแม่เหล็กตั้งแต่ 2×10<sup>3</sup> ถึง 10<sup>9</sup> เกาส์ (0.2 เทสลา ถึง 100 กิโลเทสลา) เฉพาะดาวแคระขาวจำนวนไม่มากที่ถูกตรวจสอบสนามของมัน และมีถูกประมาณว่ามีอย่างน้อย 10% ของดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กเกิดกว่า 1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา)

== การแปรแสง ==
{| class="wikitable" style="float: right"
|-
| '''DAV''' ([[General Catalog of Variable Stars|GCVS]]: ''ZZA'') || DA [[White dwarf#Atmosphere and spectra|spectral type]], มีเฉพาะเส้นดูดกลืนไฮโดรเจน
|-
| '''DBV''' (GCVS: ''ZZB'') || DB spectral type, มีเฉพาะเส้นดูดกลืนฮีเลียม
|-
| '''GW Vir''' (GCVS: ''ZZO'') || ในชั้นบรรยากาศส่วนใหญ่ประกอบด้วยคาร์บอน ฮีเลียมและออกซิเจน <br /> อาจจะแบ่งเป็นดาว'''DOV''' และดาว '''PNNV'''
|-
| colspan = 2 align=center | ''Types of pulsating white dwarf''<ref>
{{cite web
 |title=ZZ Ceti variables
 |publisher=Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables
 |website=Centre deDonnées astronomiques de Strasbourg
 |url=http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/ezz.htx
 |access-date=6 June 2007
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070205132930/http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/ezz.htx
 |archive-date=5 February 2007
}}
</ref><ref name="quirion">{{cite journal
 |last1=Quirion |first1=P.-O.
 |last2=Fontaine |first2=G.
 |last3=Brassard |first3=P.
 |date=2007
 |title=Mapping the Instability Domains of GW&nbsp;Vir Stars in the Effective Temperature–Surface Gravity Diagram
 |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series
 |volume=171 |issue=1
 |pages=219–248
 |bibcode=2007ApJS..171..219Q
 |doi= 10.1086/513870
 |doi-access=free
 }}</ref>{{rp|§§1.1, 1.2}}
|}
ในการคำนวณในยุคแรก ถูกแนะนำว่าควรจะมีดาวแคระขาวที่มีกำลังส่องสว่างแปรไปโดยมีคาบประมาณ 10 วินาที แต่การค้นหาในทศวรรษที่ 1960 ล้มเหลวในการค้นหา ดาวแคระขาวแปรแสงที่ค้นพบครั้งแรกคือ [[HL Tau 76]] ในปี 1965 และ 1966 [[Arlo U. Landlt]] ถูกค้นพบเมื่อมันแปรแสงโดยที่มีคาบประมาณ 12.5 นาที เหตุผลที่คาบยาวกว่าที่ทำนายไว้คือการแปรแสงของ HL Tau 76 เหมือนกับดาวแคระขาวที่สามารถแปรแสงเป็นจังหวะอื่น ๆ ที่รู้จัก เกิดจากการเต้นเป็นจังหวะ non-radial graity wave ชนิดที่รู้จักของดาวแคระขาวที่เต้นเป็นจังหวะมีดาว DAV หรือ ZZ Ceti และ HL Tau 76 มีบรรยากาศทึ่ไฮโดรเจนเด่น และมีสเปกตรัมชนิด DA DBV หรือดาว V777 Her มีบรรยากาศที่ฮีเลียม คาร์บอน ออกซิเจน เด่น GW Vir (บางครั้งถูกแบ่งย่อยเป็นสเปกตรัม DOV และดาว PNNV) ที่ชั้นบรรยากาศเด่นด้วยฮีเลียม คาร์บอนและออกซิเจน แต่ไม่ใช่ดาวแคระขาว ถ้าพูดตรง ๆ ดาวจะอยู่บนตำแหน่งระหว่าง[[แขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ]] และพื้นที่ของดาวแคระขาวบนแผนภาพ HR มันควรจะถูกเรียกว่า pre white dwarfs ดาวแคระขาวจะแปรแสงเพียงเล็กน้อยคือ 1%-30% ของแสงที่แผ่ออกมา เกิดจากการรวมกันของโหมดการสั่นของคาบร้อยถึงพันวินาที การสังเกตการณ์ของการแปรแสงเป็นหน้าที่ของ [[asteroseismological]] พิสูจน์เกี่ยวกับภายในของดาวแคระขาว

== การวิวัฒนาการ ==
ดาวแคระขาวถูกพิจารณาว่าเป็นจุดสิ้นสุดของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จากแถบดาวกระบวนหลักที่มีมวลตั้งแต่ 0.07 ถึง 10 เท่าของดวงอาทิตย์
ส่วนประกอบของดาวแคระขาวจะแตกต่างกันขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของดาว

=== ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมาก ===
ถ้าดาวในแถบกระบวนหลักมวลมีน้อยกว่าที่ประมาณไว้คือครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ มันจะไม่สามารถที่จะหลอมฮีเลียมที่ใจกลางได้ ทำให้ถูกพิจารณาว่าช่วงชีวิตของมันจะเกินกว่าอายุของเอกภพ ดังนั้นในช่วงสุดท้ายดาวจะหลอมไฮโดรเจนทั้งหมดและวิวัฒนาการเป็นดาวแคระขาวที่ประกอบด้วย helium-4 nuclei จากระยะเวลาที่กระบวนการใช้จะเห็นว่าไม่ค้นพบจุดกำเนิดของการสำรวจดาวแคระแบบฮีเลียม ในทางตรงข้ามเราอาจจะคิดผลผลิตของมวลที่หายไปในระบบดาวคู่หรือมวลที่หายไปของคู่ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่

=== ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยหรือปานกลาง ===
ถ้าดาวในกระบวนการหลักมีมวลระหว่างประมาณ 0.5 ถึง 8 เท่าของดาวงอาทิตย์ ใจกลางก็จะร้อนพอที่จะสามารถหลอมฮีเลียมกลายเป็นคาร์บอนและออกซิเจนโดยกระบวนการ[[triple-alpha process]] ได้ แต่ก็ยังไม่เคยพบว่าจะมีดาวที่ร้อนพอที่จะหลอมจากคาร์บอนเป็นนีออนได้ ใกล้ ๆ กับจุดจบของดาวที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน ดาวดาวจะมีใจกลางคาร์บอน ออกซิเจนจะไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชันและถูกล้อมรอบด้วยชั้นการหลอมฮีเลียมชั้นในและชั้นการหลอมไฮโดรเจนชั้นนอก ในแผนภาพ HR จะพบอยู่ใน[[แขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ]] มันจะพ่นมวลสารชั้นนอกออกไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ จะเหลือเฉพาะแก่นคาร์บอนและออกซิเจน กระบวนการนี้จะทำให้เกิดดาวแคระขาวประเภทคาร์บอนออกซิเจนซึ่งเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวทั้งหมดที่สำรวจพบ

=== ดาวฤกษ์ที่มีปานกลางหรือมวลมาก ===
ถ้าดาวมีมวลเพียงพอ ใจกลางของมันจะมีความร้อนเพียงพอที่จะจุดคาร์บอนเป็นนีออน และหลอดนีออนเป็นเหล็ก ดังนั้นดาวจะไม่สามารถจะกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีมวลของใจกลางของมันซึ่งไม่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแต่ถูกพยุงด้วยความดันอิเล็กตรอนดีเจเนอเรซี เมื่อมีมวลมากเกินกว่ามวลที่เป็นไปได้ที่จะสามารถพยุงได้ด้วยความดันดีเจเนอเรซี ใจกลางดาวก็จะยุบตัวและก็จะระเบิดเป็น [[core-collapse supernova]] ซึ่งจะเหลือดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ หรือดาวที่หนาแน่นประหลาดอื่น ๆ ดาวในแถบกระบวนหลักบางดวงอาจจะเป็นไปได้ที่มวล 8 - 10 เท่าของดวงอาทิตย์มากพอที่จะหลอมคาร์บอนเป็นนีออนและแมกนีเซียมหรืออาจจะมีมวลไม่พอที่จะหลอมนีออน ดังนั้นดาวควรจะเหลือซากดาวแคระขาวที่ประกอบไปด้วยออกซิเจน นีออนและแมกนีเซียมโดยมีเงื่อนไขว่าใจกลางไม่ยุบตัวหรือปฏิกิริยาฟิวชันจะไม่รุนแรงจนพัดพาบางส่วนออกไปกลายเป็นซูเปอร์โนวา ตลอดจนดาวแคระขาวโดดเดียวบางดวงจะถูกจำแนกเป็นชนิดนี้ หลักฐานส่วนใหญ่สำหรับการมีอยู่ของดาวชนิดนี้จะมากจากโนวาที่ถูกเรียกว่าโนวา OneMg หรือ Neon สเปกตรัมของโนวานี้จะอุดมไปด้วยนีออน แมกนีเซียม หรือมวลตัวกลางอื่น ๆ ที่ปรากฏเฉพาะการเพิ่มสสารไปยังดาวแคระขาวนีออนแมกนีเซียมที่สามารถอธิบายได้

== จุดจบ ==
ดาวแคระขาวจะมีความเสถียรในรูปแบบหนึ่งและจะยังคงเป็นเช่นนั้นต่อไปในการเย็นตัวซึ่งส่วนใหญ่ไม่แน่ชัด ในที่สุดจะกลายเป็นดาวแคระขาวสีดำเรียกว่าดาวแคระดำ สมมติว่าเอกภพขยายตัวต่อไปเรื่อย ๆ ก็จะถูกพิจารณาว่าใน 10<sup>19</sup> ถึง 10<sup>20</sup> กาแล็กซีจะค่อย ๆ หายไปในขณะที่ดาวออกไปสู่ที่ว่างระหว่างกาแล็กซี โดยทั่วไปดาวแคระขาวก็จะรอด ถึงแม้ว่าการชนกันของดาวแคระขาวจะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์หรือดาวแคระขาวที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรก็จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาชนิด Ia ช่วงชีวิตของดาวแคระขาวจะพิจารณาจากอายุขัยของโปรตอนเป็นที่รู้กันว่าน้อยกว่า 10<sup>32</sup> ปี บางทฤษฎี simple grand unified ก็ทำนายว่าอายุขัยของโปรตอนไม่มากไปกว่า 10<sup>49</sup> ปี ถ้าทฤษฎีนี้ใช้ไม่ได้ โปรตอนจะสลายตัวด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ซับซ้อนมากขึ้นหรือกระบวนการ [[quantum gravitational]] ซึ่งเกี่ยวข้องกับ [[virtual black hole]] ในกรณีนี้อายุขัยของมันก็จะประมาณว่าไม่มากไปกว่า 10<sup>200</sup> ปี ถ้าโปรตอนสลายตัว มวลของดาวแคระขาวก็จะลดลงอย่างช้า ๆ กระทั่งมวลของมันส่วนใหญ่กลายเป็นก้อนสสาร nondegenerate และก็จะหายไปในที่สุด

== ระบบดาว ==
ดาวแคระขาวและระบบดาวเคราะห์เป็นมรดกตกทอดจากดาวต้นกำเนิดและอาจจะมีผลกับดาวแคระขาวหลากหลายทาง กล้องสังเกตการณ์ในช่วงคลื่นอินฟราเรดที่สร้างโดยนาซา[[Spitzer Space Telescope]] สังเกตดาวใจกลางของ [[Helix Nebula]] ชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของเมฆฝุ่น ซึ่งอาจจะมีสาเหตุมาจากการชนกันของดาวหาง อาจจะเป็นไปได้ว่าสสารนี้เป็นสาเหตุของการแผ่รังสีเอกซ์จากใจกลางของดาว ในทำนองเดียวกัน การสังเกตการณ์ใน 2004 แสดงการมีอยู่ของเมฆฝุ่นอยู่รอบ ๆ ดาวแคระขาว [[G29-38]] (ประมาณว่าก่อตัวจากแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับเมื่อประมาณ 500 ล้านปีที่แล้ว) ซึ่งอาจจะถูกสร้างโดยการแตกตัวจากแรงไทดัลของดาวหางที่ผ่านไปใกล้ดาวแคระขาว ถ้าดาวแคระขาวอยู่ในระบบดาวคู่ก็อาจจะมีปรากฏการณ์ต่าง ๆ นานาเกิดขึ้นเช่นโนวาและซูเปอร์โนวาชนิด Ia และอาจจะเป็นแหล่งกำเนิด Super-soft x-ray ได้เช่นกัน ถ้ามันสามารถที่จะนำเอาสสารจากคู่ของมันเร็วพอที่รักษาปฏิกิริยาฟิวชันที่ผิวมันได้

=== ซูเปอร์โนวาชนิด Ia ===
มวลอิสระของดาวแคระขาวไม่หมุนจะไม่สามารถมากเกินไปกว่าขีดจำกัดของจันทรเศขรหรือประมาณ 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ (ขีดจำกัดนี้จะเพิ่มขึ้นถ้าดาวแคระขาวหมุนอย่างรวดเร็วและไม่คงที่) อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวในระบบคู่จะดึงสสารมาจากคู่ของมันและเพิ่มทั้งมวลและความหนาแน่น ถ้ามวลนี้มีค่าเข้าใกล้[[ขีดจำกัดจันทรเศขร]] ในทางทฤษฎีมันจะทำให้เกิดการระเบิดจากการจุดนิวเคลียร์หรือมันจะยุบตัวกลายเป็นดาวนิวตรอน
การเพิ่มมวลภายใต้เงื่อนไขกลไกพิเศษในปัจจุบัน single-degenerate model สำหรับซูเปอร์โนวาชนิด Ia ในแบบจำลองนี้ ดาวแคระขาวเพิ่มสสารจากคู่ของมันและเพิ่มมวลและความกดดันที่แก่น จนเชื่อว่าความร้อนแรงกดดันที่ใจกลางจะนำไปสู่การจุดปฏิกิริยาฟิวชันหลอมคาร์บอนเมื่อมวลเข้าใกล้ขีดจำกัดของจันทรเศขร เพราะว่าดาวแคระขาวถูกพยุงโดยแรงโน้มถ่วงและแรงดันควอนตัมดีเจเนอเรซีถูกแทนที่ด้วยความดันจากอุณหภูมิ เพิ่มความร้อนให้ภายในของดาวเพื่อให้อุณหภูมิสูงขึ้นโดยที่ไม่เพิ่มความดัน ดังนั้นดาวแคระขาวจะไม่ขยายตัวและตอบสนองด้วยการเย็นลง ตรงกันข้ามในเมื่อเพิ่มอุณหภูมิจะเร่งอัตราปฏิกิริยาฟิวชันในกระบวนการ Thermal runaway ที่ป้อนตัวมันเอง thermonuclear flame ก็จะบริโภคดาวแคระขาวจำนวนมากในเวลาไม่กี่วินาที ทำให้เกิดการระเบิดทำลายดาวจนสิ้น ในกลไกที่เป็นไปได้อื่น ๆ สำหรับซูเปอร์โนวาชนิด Ia double-degenerate model สองดาวแคระคาร์บอนออกซิเจนในระบบดาวคู่จะรวมกันและเกิดเป็นวัตถุที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรและปฏิกิริยาฟิวชันหลอมคาร์บอนก็จะถูกจุดขึ้นมา

=== Cataclysmic variables ===
เมื่อการเพิ่มของสสารไม่สามารถที่จะดึงดาวแคระขาวให้เข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรเศขรได้ สสารที่เต็มไปด้วยไฮโดรเจนที่ถูกเพิ่มเข้ามาในพื้นผิวของมันก็ยังคงจุดระเบิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ เพราะใจกลางของดาวแคระขาวยังสมบูรณ์อยู่ การระเบิดก็จะสามารถเกิดต่อเนื่องเป็นระยะเวลาอันยาวนานเมื่อการเพิ่มมวลของมันยังคงดำเนินต่อไป การเกิดปรากฏการณ์ที่รุนแรงชนิดที่อ่อนกว่าจะเรียกว่าโนวา (ดั้งเดิม) นักดาราศาสตร์ก็สำรวจโนวาแคระด้วยเช่นกัน มันมีขนาดเล็กกว่า ความถี่ของจุดสูงสุดของกำลังส่องสว่างก็มากกว่าโนวาดั้งเดิม และคิดว่าไม่สามารถที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชันได้แต่ถกแทนที่ด้วยการปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงในระหว่างการเพิ่มมวล โดยทั่วไปแล้วระบบดาวคู่ของดาวแคระขาวเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันเรียกว่า Cataclysmic variables นั่นคือโนวาและโนวาแคระหรือเป็นชนิดของดาวแปรแสงหลายชนิดที่รู้จัก ทั้งปฏิกิริยาฟิวชันและการเพิ่มกำลังของ cataclysmic variables ถูกสำรวจเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์

== ดูเพิ่ม ==
* [[การจัดประเภทของดาวฤกษ์]]
* [[เนบิวลาดาวเคราะห์]]
* [[ดาวแคระดำ]]
* [[ซูเปอร์โนวา]]
* [[ดาวแคระแดง]]
* [[ดาวแคระน้ำตาล]]

== อ้างอิง ==

{{รายการอ้างอิง}}

== แหล่งข้อมูลอื่น และหนังสือสำหรับอ่านเพิ่มเติม ==
{{Commons category}}

''' ทั่วไป '''
*{{cite book
 |last1=Kawaler |first1=S. D.
 |chapter=White Dwarf Stars
 |editor1-last=Kawaler |editor1-first=S. D.
 |editor2-last=Novikov |editor2-first=I.
 |editor3-last=Srinivasan |editor3-first=G.
 |date=1997
 |title=Stellar remnants
 |publisher=1997
 |isbn=978-3-540-61520-0
}}
*{{cite journal
 | title=New white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 10
 | last1=Kepler | first1=S. O. | last2=Pelisoli | first2=I.
 | last3=Koester | first3=D. | last4=Ourique | first4=G.
 | last5=Kleinman | first5=S. J. | last6=Romero | first6=A. D.
 | last7=Nitta | first7=A. | last8=Eisenstein | first8=D. J.
 | last9=CostaJ | first9=E. S. | last10=Külebi | first10=B.
 | last11=Jordan | first11=S. | last12=Dufour | first12=P.
 | last13=Paolo Giommi | first13=P. | last14=Rebassa-Mansergas | first14=A
 | display-authors=1 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | volume=446 | issue=4 | date=February 2015 | pages=4078–4087
 | doi=10.1093/mnras/stu2388 | arxiv=1411.4149
 | bibcode=2015MNRAS.446.4078K | issn=1365-2966 }}
*Rebassa-Mansergas, A.; Gänsicke, B. T.; Rodríguez-Gil, P.; Schreiber, M. R.; Koester, D. (28 November 2007). "[https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x Post-common-envelope binaries from SDSS – I. 101 white dwarf main-sequence binaries with multiple Sloan Digital Sky Survey spectroscopy: Post-common-envelope binaries from SDSS]". ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 382 (4): 1377–1393. doi:[https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x 10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x.]

''' ฟิสิกส์ '''
* ''Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects'', Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky, New York: Wiley, 1983. {{ISBN|0-471-87317-9}}.
* {{cite thesis |url=http://www.davegentile.com/thesis/white_dwarfs.html |title=White dwarf stars and the Chandrasekhar limit |first=Dave |last=Gentile |type=Master's thesis |publisher=[[DePaul University]] |year=1995}}
* {{cite web |url=http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition |title=Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition |website=sciencebits.com}} — Discusses how to find mass-radius relations and mass limits for white dwarfs using simple energy arguments.

''' การแปรผัน '''
* {{cite journal
 |doi=10.1088/0953-8984/10/49/014
 |bibcode= 1998JPCM...1011247W
 |title=Asteroseismology of white dwarf stars
 |date=1998
 |last1=Winget |first1=D.E.
 |journal=Journal of Physics: Condensed Matter
 |volume=10 |issue=49 |pages=11247–11261 |s2cid= 250749380
 }}

''' สนามแม่เหล็ก '''
* {{cite journal
 |bibcode=2000PASP..112..873W
 |doi= 10.1086/316593
 |title=Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs
 |date=2000
 |last1=Wickramasinghe |first1=D. T.
 |last2=Ferrario |first2=Lilia
 |journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 |volume=112 |issue=773 |pages=873–924 |doi-access=free
 }}

''' ความถี่ '''
* {{cite journal
 |doi=10.1126/science.292.5525.2211a |pmid=11423620
 |title=White Dwarfs and Dark Matter
 |date=2001
 |last1=Gibson |first1=B. K.
 |journal=Science
 |volume=292 |issue=5525 |pages=2211a
 |last2=Flynn |first2=C|arxiv=astro-ph/0104255|s2cid=14080941
 }}

''' การสังเกตการณ์ '''
* {{cite journal
 |bibcode=1998ApJ...494..759P
 |doi= 10.1086/305238
 |title=Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with Hipparcos
 |date=1998
 |last1=Provencal |first1=J. L.
 |last2=Shipman |first2=H. L.
 |last3=Hog |first3=Erik
 |last4=Thejll |first4=P.
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=494 |issue=2 |pages=759–767 |doi-access=free
 }}
* {{cite journal
 |bibcode=2004ApJ...612L.129G
 |arxiv= astro-ph/0405566
 |doi= 10.1086/424568
 |title=Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
 |date=2004
 |last1=Gates |first1=Evalyn
 |last2=Gyuk |first2=Geza
 |last3=Harris |first3=Hugh C.
 |last4=Subbarao |first4=Mark
 |last5=Anderson |first5=Scott
 |last6=Kleinman |first6=S. J.
 |last7=Liebert |first7=James
 |last8=Brewington |first8=Howard
 |last9=Brinkmann |first9=J.
 |last10= Harvanek
 |first10= Michael
 |last11= Krzesinski
 |first11= Jurek
 |last12= Lamb
 |first12= Don Q.
 |last13= Long
 |first13= Dan
 |last14= Neilsen, Jr.
 |first14= Eric H.
 |last15= Newman
 |first15= Peter R.
 |last16= Nitta
 |first16= Atsuko
 |last17= Snedden
 |first17= Stephanie A.
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=612 |issue=2 |pages=L129 |s2cid= 7570539
 |display-authors= 8
 }}
* {{cite web |url=http://www.astronomy.villanova.edu/WDCatalog/index.html |publisher=Villanova University |title=White Dwarf Catalogue WD |editor1=McCook, G.P. |editor2=Sion, E.M. |access-date=2008-12-24 |archive-date=2007-08-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070824102429/http://www.astronomy.villanova.edu/WDCatalog/index.html |url-status=dead }}
* {{cite journal
 |bibcode=2007Natur.450..522D
 |doi=10.1038/nature06318
 |arxiv=0711.3227
 |title=White dwarf stars with carbon atmospheres
 |date=2007
 |last1=Dufour |first1=P.
 |last2=Liebert |first2=James
 |last3=Fontaine |first3=G.
 |last4=Behara |first4=N.
 |journal=Nature
 |volume=450 |issue=7169 |pages=522–4|pmid=18033290|s2cid=4398697
 }}

''' รูปภาพ '''
* [[Astronomy Picture of the Day]]
** {{cite AV media |medium=photograph |website=Astronomy Picture of the Day |publisher=NASA |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap100221.html |title=NGC 2440: Cocoon of a New White Dwarf|date=2010-02-21}}
** {{cite AV media |medium=photograph |website=Astronomy Picture of the Day |publisher=NASA |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap091231.html |title=Dust and the Helix Nebula|date=2009-12-31}}
** {{cite AV media |medium=photograph |website=Astronomy Picture of the Day |publisher=NASA |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap090303.html |title=The Helix Nebula from La Silla Observatory|date=2009-03-03}}
** {{cite AV media |medium=photograph |website=Astronomy Picture of the Day |publisher=NASA |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap080727.html |title=IC 4406: A Seemingly Square Nebula|date=2008-07-27}}
** {{cite AV media |medium=photograph |website=Astronomy Picture of the Day |publisher=NASA |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap060307.html |title=A Nearby Supernova in Spiral Galaxy M100|date=2006-03-07}}
** {{cite AV media |medium=photograph |website=Astronomy Picture of the Day |publisher=NASA |url=http://apod.nasa.gov/apod/ap050601.html |title=White Dwarf Star Spiral|date=2005-06-01}}

{{ดาวฤกษ์}}
{{Portal bar|ฟิสิกส์|ดาราศาสตร์|ดาว|ยานอวกาศ|อวกาศ|ระบบสุริยะ|วิทยาศาสตร์}}
{{Authority control}}

[[หมวดหมู่:ปรากฏการณ์ของดาวฤกษ์]]
[[หมวดหมู่:ดาวแคระขาว| ]]
[[หมวดหมู่:ประเภทของดาวฤกษ์]]
[[หมวดหมู่:วิวัฒนาการของดาวฤกษ์]]