Преглед на кодот на Бело џуџе

[[Податотека:Sirius_A_and_B_Hubble_photo.editted.PNG|мини|Слика на [[Сириус]] А и Сириус В направена од [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп Хабл]]. Сириус В, кое е бело џуџе, може да се види како слаба светлосна точка долу лево од многу посјајниот Сириус А.]]
'''Бело џуџе''' исто така наречено и '''изродено џуџе''' — остаток од [[ѕвездено јадро]] составено претежно од електронски изродена материја. Белото џуџе е многу [[Густина|густо]]: неговата маса е споредлива со [[Сонце]]то, додека неговиот волумен е споредлив со оној на [[Земја (планета)|Земјата]]. Ниската [[сјајност]] на белото џуџе доаѓа од [[Топлинско зрачење|емисијата]] на преостаната [[Топлина|топлинска енергија]]; не се случува соединување во бело џуџе.<ref name="osln">
{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html|title=Extreme stars: White dwarfs & neutron stars|last=Johnson|first=J.|year=2007|series=Astronomy&nbsp;162|publisher=[[Ohio State University]]|type=Lecture notes|archive-url=https://web.archive.org/web/20120331194342/http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html|archive-date=31 March 2012|accessdate=17 October 2011}}
</ref> Најблиското познато бело џуџе е {{Безпрелом|[[Сириус B]],}} на 8,6 светлосни години, помалата компонента на [[Двојна ѕвезда|двојната ѕвезда]] Сириус. Во моментов се смета дека има осум бели џуџиња меѓу стоте ѕвездени системи најблиску до Сонцето.<ref>
{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astro.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm|title=The one hundred nearest star systems|last=Henry|first=T.J.|authorlink=Todd J. Henry|date=1 January 2009|publisher=[[Research Consortium on Nearby Stars]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20071112173559/http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm|archive-date=12 November 2007|accessdate=21 July 2010}}
</ref> Необичната несвестица на белите џуџиња првпат била препознаена во 1910 година.<ref name="schatzman">
{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=PrixAAAAIAAJ|title=White Dwarfs|last=Evry L. Schatzman|date=1958|publisher=North-Holland Publishing Company|isbn=978-0-598-58212-6}}</ref>  Името ''бело џуџе'' го измислил Вилем Џејкоб Лујтен во 1922 година.

Се смета дека белите џуџиња се последната [[Ѕвезден развој|развојна состојба]] на ѕвездите чија [[Маса (физика)|маса]] не е доволно висока за да стане [[неутронска ѕвезда]] или [[црна дупка]]. Ова вклучува над 97% од ѕвездите во [[Млечен Пат|Млечниот Пат]].<ref name="cosmochronology">
{{Наведено списание|last=Fontaine|first=G.|last2=Brassard|first2=P.|last3=Bergeron|first3=P.|year=2001|title=The potential of white dwarf cosmochronology|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=113|issue=782|pages=409–435|bibcode=2001PASP..113..409F|doi=10.1086/319535|doi-access=free}}
</ref> Откако ќе заврши периодот на [[Ѕвездена нуклеосинтеза|спојување]] на [[водород]] на ѕвезда од [[Главна низа|главната низа]] со мала или средна маса, таквата ѕвезда ќе се прошири до [[црвен џин]] за време на кој спојува [[хелиум]] со [[јаглерод]] и [[кислород]] во своето јадро преку [[Троен алфа-процес|тројниот алфа-процес]]. Доколку црвениот џин има недоволна маса за да ги генерира основните температури потребни за спојување на јаглеродот (околу 1[[Билион|милијарди]] К), во неговиот центар ќе се создаде инертна маса на јаглерод и кислород. Откако таква ѕвезда ќе ги отфрли надворешните слоеви и ќе формира [[планетарна маглина]], зад себе ќе остави јадро, што е преостанатото бело џуџе.<ref name="rln">
{{Наведена мрежна страница|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|title=Late stages of evolution for low-mass stars|last=Richmond|first=M.|series=Lecture notes, Physics&nbsp;230|publisher=[[Rochester Institute of Technology]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20170904224040/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|archive-date=4 September 2017|accessdate=3 May 2007}}
</ref> Обично, белите џуџиња се составени од јаглерод и кислород ('''CO бело џуџе'''). Доколку масата на предокот е помеѓу 7 и 9 [[Сончева маса|сончеви маси]] ({{solar mass|link=y}}), температурата на средината ќе биде доволна за да се спои јаглеродот, но не и [[неон]]от, во тој случај може да се формира бело џуџе од кислород-неон- [[магнезиум]] ('''ONeMg''' или '''ONe''').  Ѕвездите со многу мала маса нема да можат да спојат хелиум; оттука, хелиумско бело џуџе <ref name="apj606_L147">
{{Наведено списание|last=Liebert|first=James|last2=Bergeron|first2=P.|last3=Eisenstein|first3=D.|last4=Harris|first4=H. C.|last5=Kleinman|first5=S. J.|last6=Nitta|first6=A.|last7=Krzesinski|first7=J.|year=2004|title=A helium white dwarf of extremely low mass|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=606|issue=2|pages=L147|arxiv=astro-ph/0404291|bibcode=2004ApJ...606L.147L|doi=10.1086/421462}}
</ref><ref name="he2">
{{Наведена изјава за печат|title=Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf|publisher=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]|url=http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf|access-date=20 April 2007}}
</ref> може да се формира со губење на маса во двојни системи.

Материјалот во бело џуџе повеќе не трпи реакции на соединување, па ѕвездата нема извор на енергија. Како резултат на тоа, тоа не може да се поддржи од топлината што се создава со соединување против [[Гравитациски колапс|гравитациониот колапс]], но е поддржана единствено од притисокот на електронска изроденост, што предизвикува да биде исклучително густ. Физиката на електронска изроденост дава максимална маса за невртежливо бело џуџе, [[Чандрасекарова граница]] - приближно 1,44 пати {{solar mass|link=y}} - надвор од кое не може да се поддржи со притисок на дегенерација на електрони. Јаглерод-кислород бело џуџе што се приближува до оваа граница на маса, обично со пренос на маса од придружна ѕвезда, може да експлодира како супернова од типот Ia преку процес познат како јаглеродна детонација; Се смета дека SN 1006 е познат пример за тоа.

Белото џуџе е многу жешко кога се формира, но бидејќи нема извор на енергија, постепено ќе се олади додека ја зрачи својата енергија. Ова значи дека нејзиното зрачење, кое првично има висока бојна температура, ќе се намали и ќе поцрвени со текот на времето. За многу долго време, белото џуџе ќе се олади и неговиот материјал ќе почне да се кристализира, започнувајќи од јадрото. Ниската температура на ѕвездата значи дека таа повеќе нема да емитува значителна топлина или светлина и ќе стане студено [[црно џуџе]]. Бидејќи должината на времето потребно за бело џуџе да ја достигне оваа состојба се пресметува дека е подолго од денешната возраст на познатиот универзум (приближно 13,8 милијарди години),<ref name="aou">
{{Наведено списание|last=Spergel|first=D.N.|last2=Bean|first2=R.|last3=Doré|first3=O.|last4=Nolta|first4=M.R.|last5=Bennett|first5=C.L.|last6=Dunkley|first6=J.|last7=Hinshaw|first7=G.|last8=Jarosik|first8=N.|last9=Komatsu|first9=E.|displayauthors=6|year=2007|title=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: Implications for cosmology|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=170|issue=2|pages=377–408|arxiv=astro-ph/0603449|bibcode=2007ApJS..170..377S|doi=10.1086/513700}}
</ref> се смета дека сè уште не постојат црни џуџиња. Најстарите познати бели џуџиња сè уште зрачат на температури од неколку илјади [[келвин]]и, што воспоставува опсервациска граница на максималната можна старост на вселената.<ref name="2003ApJ...591..288H">§3, {{Наведено списание|last=Heger, A.|last2=Fryer, C.L.|last3=Woosley, S.E.|last4=Langer, N.|last5=Hartmann, D.H.|year=2003|title=How massive single stars end their life|journal=Astrophysical Journal|volume=591|issue=1|pages=288–300|arxiv=astro-ph/0212469|bibcode=2003ApJ...591..288H|doi=10.1086/375341}}</ref>

== Откритие ==
Првото бело џуџе било откриено во [[Ѕвезден систем|тројниот ѕвезден систем]] од [[40 Еридан]], кој ја содржи релативно светлата ѕвезда од [[Главна низа|главната низа]] [[40 Еридан|40 Еридан А]], орбитирана на растојание од поблискиот [[Двојна ѕвезда|двоен систем]] на белото џуџе [[40 Еридан|40 Еридан В]] и [[Главна низа|главната низа]] [[црвено џуџе]] [[40 Еридан|40 Еридан С.]] Парот 40 Ердиан B/C бил откриен од [[Вилијам Хершел]] на 31 јануари 1783 година.<ref>
{{Наведено списание|last=Herschel|first=W.|author-link=William Herschel|year=1785|title=Catalogue of Double Stars|journal=[[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]|volume=75|pages=40–126|bibcode=1785RSPT...75...40H|doi=10.1098/rstl.1785.0006|jstor=106749|doi-access=free}}
</ref> Во 1910 година, Хенри Норис Расел, Едвард Чарлс Пикеринг и Вилијамина Флеминг откриле дека, и покрај тоа што претставува слаба ѕвезда, 40 Еридан В бил од [[Ѕвездена класификација|спектрален тип]]&nbsp;А.  Во 1939 година, Расел се осврнал на откритието: <blockquote>Бев во посета на мојот пријател и дарежлив добротвор, проф. Едвард К. Пикеринг. Со карактеристична љубезност, тој доброволно се пријави да ги набљудува спектрите за сите ѕвезди - вклучувајќи ги и споредбените ѕвезди - што беа забележани во набљудувањата за ѕвездената паралакса што Хинкс и јас ги направивме во Кембриџ, и разговаравме. Ова парче од очигледно рутинска работа се покажа многу плодно - доведе до откритие дека сите ѕвезди со многу слаба апсолутна величина се од спектрална класа М. Во разговорот на оваа тема (како што се сеќавам), го прашав Пикеринг за некои други слаби ѕвезди, кои не се на мојот список, спомнувајќи особено 40 Еридан В. Карактеристично, тој испрати белешка до канцеларијата на Опсерваторијата и набргу дојде одговорот (мислам од г. Флеминг) дека спектарот на оваа ѕвезда е А. Знаев доволно за тоа, дури и во овие палеозојски денови, веднаш да сфатам дека постои екстремна недоследност помеѓу она што тогаш би ги нарекле „можни“ вредности на површинската осветленост и густина. Мора да покажав дека не само што бев збунет, туку и паднат, поради овој исклучок од она што изгледаше како многу убаво правило за ѕвездени карактеристики; но Пикеринг ми се насмевна и рече: „Токму овие исклучоци водат до напредок во нашето знаење“, и така белите џуџиња влегоа во областа на проучувањето!</blockquote>Спектралниот тип на 40 Еридан В бил официјално опишан во 1914 година од Волтер Адамс.<ref>
{{Наведено списание|last=Adams|first=W.S.|author-link=Walter Sydney Adams|year=1914|title=An A-type star of very low luminosity|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=26|issue=155|page=198|bibcode=1914PASP...26..198A|doi=10.1086/122337|doi-access=free}}
</ref>

Белото џуџе придружник на Сириус, Сириус В, станало следно на списокот кое било откриено. Во текот на деветнаесеттиот век, позиционите мерења на некои ѕвезди станале доволно прецизни за да се измерат мали промени во нивната местоположба. [[Фридрих Бесел]] користел мерења на положбата за да утврди дека ѕвездите Сириус (α Големо Куче) и [[Прокион]] (α Мало Куче) периодично ги менувале своите местоположби. Во 1844 година тој предвидел дека двете ѕвезди имаат невидени придружници:<ref name="fwbessel">
{{Наведено списание|last=Bessel|first=F.W.|author-link=Friedrich Wilhelm Bessel|year=1844|title=On the variations of the proper motions of Procyon and Sirius|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=6|issue=11|pages=136–141|bibcode=1844MNRAS...6R.136B|doi=10.1093/mnras/6.11.136a|doi-access=free}}
</ref><blockquote>Доколку ги сметаме ''Сириус'' и ''Прокион'' за двојни ѕвезди, промената на нивните движења нема да не изненади; ние треба да ги признаеме како неопходни и треба само да ја истражиме нивната сума со набљудување. Но, светлината не е вистинска сопственост на масата. Постоењето на безброј видливи ѕвезди не може да докаже ништо против постоењето на безброј невидливи.</blockquote>Бесел грубо го проценил периодот на придружникот на Сириус на околу половина век;<ref name="fwbessel"/> Кристијан Питерс пресметал орбита за неа во 1851 година.<ref name="flammarion">
{{Наведено списание|last=Flammarion|first=Camille|year=1877|title=The companion of Sirius|journal=[[Astronomical Register]]|volume=15|page=186|bibcode=1877AReg...15..186F}}
</ref> На 31 јануари 1862 година Алван Греам Кларк забележал претходно невидена ѕвезда блиска до Сириус, подоцна идентификувана како предвидениот придружник.<ref name="flammarion" /> Волтер Адамс во 1915 година објавил дека го пронашол спектарот на Сириус В да биде сличен на оној на Сириус.<ref>
{{Наведено списание|last=Adams|first=W.S.|author-link=Walter Sydney Adams|year=1915|title=The spectrum of the companion of Sirius|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=27|issue=161|page=236|bibcode=1915PASP...27..236A|doi=10.1086/122440|doi-access=free}}
</ref>

Во 1917 година, Адријан ван Манен ја открил ѕвездата [[Ван Манен 2|Ван Манен]] 2, изолирано бело џуџе.<ref>
{{Наведено списание|last=van&nbsp;Maanen|first=A.|author-link=Adriaan van Maanen|year=1917|title=Two faint stars with large proper motion|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=29|issue=172|page=258|bibcode=1917PASP...29..258V|doi=10.1086/122654|doi-access=free}}
</ref> Овие три бели џуџиња, првите откриени, се таканаречените ''класични бели џуџиња''. На крајот, биле пронајдени голем број на бледо бели ѕвезди кои имале високо [[Сопствено движење|правилно движење]], што покажува дека може да се посомнева дека се ѕвезди со ниска осветленост блиску до Земјата, а со тоа и бели џуџиња. Вилем Лујтен се смета дека бил првиот што го употребил терминот ''бело џуџе'' кога ја испитувал оваа класа на ѕвезди во 1922 година;<ref>
{{Наведено списание|last=Luyten|first=W.J.|author-link=Willem Luyten|year=1922|title=The mean parallax of early-type stars of determined proper motion and apparent magnitude|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=34|issue=199|page=156|bibcode=1922PASP...34..156L|doi=10.1086/123176|doi-access=free}}
</ref><ref>
{{Наведено списание|last=Luyten|first=W.J.|author-link=Willem Luyten|year=1922|title=Note on some faint early-type stars with large proper motions|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=34|issue=197|page=54|bibcode=1922PASP...34...54L|doi=10.1086/123146|doi-access=free}}</ref><ref>
{{Наведено списание|last=Luyten|first=W.J.|author-link=Willem Luyten|year=1922|title=Additional note on faint early-type stars with large proper motions|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=34|issue=198|page=132|bibcode=1922PASP...34..132L|doi=10.1086/123168|doi-access=free}}
</ref><ref>
{{Наведено списание|last=Aitken|first=R.G.|year=1922|title=Comet c 1922 (Baade)|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=34|issue=202|page=353|bibcode=1922PASP...34..353A|doi=10.1086/123244|doi-access=free}}
</ref> терминот подоцна бил популаризиран од [[Артур Едингтон]].<ref name="eddington">{{Наведено списание|last=Eddington|first=A. S.|date=1924|title=On the relation between the masses and luminosities of the stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=84|issue=5|pages=308–333|bibcode=1924MNRAS..84..308E|doi=10.1093/mnras/84.5.308|doi-access=free}}</ref> И покрај овие сомневања, првото некласично бело џуџе не било дефинитивно идентификувано до 1930-тите. 18 бели џуџиња биле откриени до 1939 година.  Лутен и други продолжиле да бараат бели џуџиња во 1940-тите. До 1950 година биле познати преку стотина,<ref>
{{Наведено списание|last=Luyten|first=W.J.|author-link=Willem Luyten|year=1950|title=The search for white dwarfs|journal=The Astronomical Journal|volume=55|page=86|bibcode=1950AJ.....55...86L|doi=10.1086/106358|doi-access=free}}
</ref> а до 1999 година биле познати преку 2.000.<ref name="villanovar4">
{{Наведено списание|last=McCook|first=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> Оттогаш, Sloan Digital Sky Survey открил над 9.000 бели џуџиња, главно нови.<ref name="sdssr4">
{{Наведено списание|last=Eisenstein|first=Daniel J.|last2=Liebert|first2=James|last3=Harris|first3=Hugh C.|last4=Kleinman|first4=S. J.|last5=Nitta|first5=Atsuko|last6=Silvestri|first6=Nicole|last7=Anderson|first7=Scott A.|last8=Barentine|first8=J. C.|last9=Brewington|first9=Howard J.|displayauthors=6|year=2006|title=A catalog of spectroscopically confirmed white dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey, data release&nbsp;4|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=167|issue=1|pages=40–58|arxiv=astro-ph/0606700|bibcode=2006ApJS..167...40E|doi=10.1086/507110}}
</ref>

== Состав и структура ==
{{Херцшпрунг-Раселов дијаграм}}Иако белите џуџиња се познати со проценета маса до 0,17&nbsp;{{Сончева маса}} <ref>
{{Наведено списание|last=Kilic|first=M.|last2=Allende Prieto|first2=C.|last3=Brown|first3=Warren R.|last4=Koester|first4=D.|year=2007|title=The lowest mass white dwarf|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=660|issue=2|pages=1451–1461|arxiv=astro-ph/0611498|bibcode=2007ApJ...660.1451K|doi=10.1086/514327}}
</ref> и големи како 1,33&nbsp;{{Сончева маса}},<ref name="sdsswd">
{{Наведено списание|last=Kepler|first=S.O.|last2=Kleinman|first2=S.J.|last3=Nitta|first3=A.|last4=Koester|first4=D.|last5=Castanheira|first5=B.G.|last6=Giovannini|first6=O.|last7=Costa|first7=A.F.M.|last8=Althaus|first8=L.|year=2007|title=White dwarf mass distribution in the SDSS|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=375|issue=4|pages=1315–1324|arxiv=astro-ph/0612277|bibcode=2007MNRAS.375.1315K|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x|doi-access=free}}
</ref> распространетоста на масата е со врв од 0,6&nbsp;{{Сончева маса}}, а мнозинството лежи помеѓу 0,5 и 0,7&nbsp;{{Сончева маса}}.<ref name="sdsswd" /> Проценетите полупречници на набљудуваните бели џуџиња обично се 0,8-2% од [[Сончев полупречник|Сончевиот полупречник]];<ref>
{{Наведено списание|last=Shipman|first=H.L.|year=1979|title=Masses and radii of white-dwarf stars. III – Results for 110&nbsp;hydrogen-rich and 28&nbsp;helium-rich stars|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=228|page=240|bibcode=1979ApJ...228..240S|doi=10.1086/156841}}
</ref> ова е споредливо со полупречникот на Земјата од приближно 0,9% сончев полупречник. Тоа значи дека белото џуџе има масата споредлива со Сонцето во волумен кој обично е милион пати помал од Сонцето; Затоа, просечната густина на материјата во бело џуџе мора да биде, многу грубо, 1.000.000 пати поголема од просечната густина на Сонцето, или приближно <sup>106</sup>&nbsp;g/cm<nowiki><sup id="mw8A">3</sup></nowiki>, или 1[[Тона|тон]] на кубен сантиметар. Типично бело џуџе има густина помеѓу 10<sup>4</sup> и 10<sup>7</sup>&nbsp;g/cm<sup>3</sup> . Белите џуџиња се составени од една од најгустите форми на материја, која ја надминуваат единствено други компактни ѕвезди како што се [[Неутронска ѕвезда|неутронските ѕвезди]], кварковите ѕвезди (хипотетички),  и [[Црна дупка|црните дупки]].

Белите џуџиња биле екстремно густи веднаш по нивното откривање. Доколку ѕвездата е во [[Двојна ѕвезда|двоен]] систем, како што е случајот со Сириус В или 40 Еридан В, можно е да се процени неговата маса од набљудувања на двојна орбита. Ова било направено за Сириус B до 1910 година,<ref>
{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/preliminarygene00obsegoog|title=Preliminary General Catalogue of 6188&nbsp;stars for the epoch&nbsp;1900|last=Boss|first=L.|publisher=[[Carnegie Institution of Washington]]|year=1910|bibcode=1910pgcs.book.....B|lccn=10009645|via=Archive.org}}
</ref> давајќи масовна проценка од {{Сончева маса|0.94}}, што добро се споредува со посовремената проценка од {{Сончева маса|1.00}}.<ref name="apj_630">
{{Наведено списание|last=Liebert|first=James|last2=Young|first2=P. A.|last3=Arnett|first3=D.|last4=Holberg|first4=J. B.|last5=Williams|first5=K. A.|date=2005|title=The age and progenitor mass of Sirius&nbsp;B|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=630|issue=1|page=L69|arxiv=astro-ph/0507523|bibcode=2005ApJ...630L..69L|doi=10.1086/462419}}</ref> Бидејќи потоплите тела зрачат повеќе енергија од постудените, осветленоста на површината на ѕвездата може да се процени од нејзината [[делотворна температура]] на површината, и од нејзиниот спектар. Доколку се знае растојанието на ѕвездата, може да се процени и нејзината апсолутна сјајност. Од апсолутната сјајност и растојание, може да се пресметаат површината на ѕвездата и нејзиниот полупречник. Таквото размислување довело до сознание, збунувачки за астрономите во тоа време, дека поради нивната релативно висока температура и релативно ниската апсолутна сјајност, Сириус В и 40 Еридан В мора да биде многу густа. Кога Ернст Опик ја проценил густината на голем број визуелни двојни ѕвезди во 1916 година, тој открил дека 40 Еридан В имал густина од над 25.000 пати повеќе од [[Сонце]]то, било беше толку високо што тој го нарекол како „невозможно“.<ref>
{{Наведено списание|last=Öpik|first=E.|date=1916|title=The densities of visual binary stars|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=44|page=292|bibcode=1916ApJ....44..292O|doi=10.1086/142296|doi-access=free}}
</ref> Како што изјавил [[Артур Едингтон]] подоцна, во 1927 година:<ref>
{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/in.ernet.dli.2015.173636|title=Stars and Atoms|last=Eddington|first=A.S.|date=1927|publisher=[[Clarendon Press]]|lccn=27015694|author-link=Arthur Stanley Eddington}}
</ref><blockquote>Учиме за ѕвездите со примање и толкување на пораките што ни ги носи нивната светлина. Излезе пораката на придружникот на Сириус кога беше декодирана: „Јас сум составен од материјал 3.000&nbsp;пати погуст од сè што некогаш сте налетале; еден тон од мојот материјал би било мало грутче кое би можело да го ставите во кутија за кибрит.“ Каков одговор може да се даде на таква порака? Одговорот што повеќето од нас го дадоа во 1914 година беше - „Молчи. Не зборувај глупости“.</blockquote>Како што истакнал Едингтон во 1924 година, густината на овој ред подразбира дека, според теоријата на [[Општа теорија за релативноста|општата релативност]], светлината од Сириус В треба да биде гравитациски поместен на црвено. Ова било потврдено кога Адамс го измерил ова црвено поместување во 1925 година.<ref>{{Наведено списание|last=Adams|first=W. S.|date=1925|title=The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=11|issue=7|pages=382–387|bibcode=1925PNAS...11..382A|doi=10.1073/pnas.11.7.382|pmc=1086032|pmid=16587023|doi-access=free}}</ref>
{| class="wikitable" style="width:50%; text-align:left; float:left; margin-right:1em;"
!Материјал
! [[Густина]] во kg/m <sup>3</sup>
! Белешки
|-
| Супермасивна црна дупка
| ок. 1.000 <ref name="CMS1999">{{Наведено списание|last=Celotti|first=A.|last2=Miller|first2=J.C.|last3=Sciama|first3=D.W.|date=1999|title=Astrophysical evidence for the existence of black holes|journal=Class. Quantum Grav.|volume=16|issue=12A|pages=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301}}</ref>
| Критична густина на црна дупка од околу {{Мат|10<sup>8</sup>}} сончеви маси.
|-
| Вода (свежа)
| 1.000
| На [[Стандардни услови|STP]]
|-
| [[Осмиум]]
| 22.610
| Блиску [[собна температура]]
|-
| Јадро на Сонцето
| в. 150.000
|
|-
| Бело џуџе
| {{Мат|1 × 10<sup>9</sup>}} <ref name="osln"/>
|
|-
| [[Атомско јадро|Атомски јадра]]
| {{Мат|2.3 × 10<sup>17</sup>}} <ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/Nuclear/nucuni.html|title=Nuclear Size and Density|last=Nave|first=C. R.|work=[[HyperPhysics]]|publisher=[[Georgia State University]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20090706034134/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/nuclear/nucuni.html|archive-date=6 July 2009|accessdate=26 June 2009}}</ref>
| Не зависи силно од големината на јадрото
|-
| Јадро на неутронската ѕвезда
| {{Мат|8.4 × 10<sup>16</sup>}} – {{Мат|1 × 10<sup>18</sup>}}
|
|-
| Мала црна дупка
| {{Мат|2 × 10<sup>30</sup>}} <ref name="adams1997">{{Наведена книга|title=Relativity: an introduction to space-time physics|last=Adams|first=Steve|date=1997|publisher=[[CRC Press]]|isbn=978-0-7484-0621-0|location=London; Bristol|page=240|bibcode=1997rist.book.....A}}</ref>
| Критична густина на црна дупка со маса од Земјата.
|}
Ваквите густини се можни бидејќи материјалот од бело џуџе не е составен од [[атом]]и споени со [[Хемиска врска|хемиски врски]], туку повеќе се состои од [[плазма]] од неврзани [[Атомско јадро|јадра]] и [[електрон]]и. Затоа, не постои пречка за поставување на јадрата поблиску отколку што вообичаено е дозволено со [[Атомска орбитала|електронски орбитали]] ограничени со нормална материја. Едингтон се прашувал што ќе се случи кога оваа плазма ќе се олади и кога енергијата за одржување на атомите јонизирани повеќе не била доволна.<ref name="fowler">{{Наведено списание|last=Fowler|first=R. H.|date=1926|title=On dense matter|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=87|issue=2|pages=114–122|bibcode=1926MNRAS..87..114F|doi=10.1093/mnras/87.2.114|doi-access=free}}</ref> Овој парадокс бил решен од Р.Х. Фаулер во 1926 година со примена на новосоздадената [[квантна механика]]. Бидејќи електроните го почитуваат Паулиевиот принцип, нема два електрони да заземаат иста состојба, и тие мора да се покоруваат Ферми-Дираковата статистика, исто така воведена во 1926 година за да се одреди статистичката распределба на честичките кои го задоволуваат Паулиевиот принцип.<ref>{{Наведено списание|last=Hoddeson|first=L. H.|last2=Baym|first2=G.|date=1980|title=The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900–28|journal=Proceedings of the Royal Society of London|volume=371|issue=1744|pages=8–23|bibcode=1980RSPSA.371....8H|doi=10.1098/rspa.1980.0051|jstor=2990270}}</ref> Според тоа, на нулта температура, електроните не можат сите да ја окупираат состојбата со најниска енергија или ''основа''; некои од нив би морале да заземаат повисоки енергетски состојби, формирајќи група на најниско достапни енергетски состојби, ''море Ферми''. Оваа состојба на електроните, наречена ''изродена'', значела дека белото џуџе може да се олади на нула температура и сепак да поседува висока енергија.<ref name="scibits">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition|title=Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition|work=ScienceBits|archive-url=https://web.archive.org/web/20120522041201/http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition|archive-date=22 May 2012|accessdate=9 May 2007}}</ref>

Компресија на бело џуџе ќе го зголеми бројот на електрони во даден волумен. Применувајќи го Паулиевиот принцип, ова ќе ја зголеми кинетичката енергија на електроните, а со тоа ќе го зголеми притисокот.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astro.cornell.edu/~rbean/a211/211_notes_lec_12.pdf|title=Lecture 12 – Degeneracy pressure|last=Bean|first=R.|authorlink=Rachel Bean|series=Lecture notes, Astronomy 211|publisher=[[Cornell University]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20070925204454/http://www.astro.cornell.edu/~rbean/a211/211_notes_lec_12.pdf|archive-date=2007-09-25|accessdate=21 September 2007}}</ref> Овој притисок на електронска изроденост поддржува бело џуџе против гравитациски колапс. Притисокот зависи само од густината, а не од температурата. Изродената материја е релативно компресибилна; тоа значи дека густината на белото џуџе со висока маса е многу поголема од онаа на белото џуџе со мала маса и дека полупречникот на белото џуџе се намалува како што се зголемува неговата маса.<ref name="osln"/>

Постоењето на ограничувачка маса која ниту едно бело џуџе не може да ја надмине без да се сруши до неутронска ѕвезда е уште една последица од тоа што е поддржана од притисокот на дегенерација на електрони. Ваквите ограничувачки маси биле пресметани за случаи на идеализирана ѕвезда со постојана густина во 1929 година од Вилхелм Андерсон <ref>{{Наведено списание|last=Anderson|first=W.|author-link=Wilhelm Anderson|date=1929|title=Über die Grenzdichte der Materie und der Energie|journal=Zeitschrift für Physik|language=de|volume=56|issue=11–12|pages=851–856|bibcode=1929ZPhy...56..851A|doi=10.1007/BF01340146}}</ref> и во 1930 година од Едмунд К. Стонер.<ref name="stoner">{{Наведено списание|last=Stoner|first=C.|date=1930|title=The Equilibrium of Dense Stars|journal=[[Philosophical Magazine]]|volume=9|page=944}}</ref> Оваа вредност била коригирана со разгледување на хидростатичката рамнотежа за профилот на густина, а денешната позната вредност на границата за прв пат била објавена во 1931 година од [[Субраманијан Чандрасекар]] во неговиот труд „Максималната маса на идеалните бели џуџиња“.<ref name="chandra4">{{Наведено списание|last=Chandrasekhar|first=S.|date=1931|title=The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=74|page=81|bibcode=1931ApJ....74...81C|doi=10.1086/143324|doi-access=free}}</ref> За бело џуџе што не се врти, тоа е еднакво на приближно {{Мат|5.7{{solar mass}}/''μ''<sub>e</sub><sup>2</sup>}}, каде {{Мат|''μ''<sub>e</sub>}} е просечната молекуларна тежина по електрон на ѕвездата.<ref name="chandra2">{{Наведено списание|last=Chandrasekhar|first=S.|date=1935|title=The highly collapsed configurations of a stellar mass (Second paper)|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=95|issue=3|pages=207–225|bibcode=1935MNRAS..95..207C|doi=10.1093/mnras/95.3.207|doi-access=free}}</ref> {{Rp|eqn.(63)}} {{Rp|eqn.(63)}}Бидејќи јаглерод-12 и кислород-16 кои претежно сочинуваат бело џуџе јаглерод-кислород имаат [[Атомски број|атомски броеви]] еднакви на половина од нивната [[атомска тежина]], треба да се земе {{Мат|''μ''<sub>e</sub>}} еднакво на 2 за таква ѕвезда, што ќе доведе до најчесто цитираната вредност од 1,4&nbsp;{{Сончева маса}}. (Во близина на почетокот на 20 век, постоела причина да се верува дека ѕвездите се составени главно од тешки елементи. Така, во својот труд од 1931 година, Чандрасехар ја поставил просечната молекуларна тежина на електрон, {{Мат|''μ''<sub>e</sub>}}, еднаква на 2,5, давајќи граница од 0,91&nbsp;{{Сончева маса}}) Заедно со [[Вилјам Алфред Фаулер|Вилијам Алфред Фаулер]], Чандрасехар ја добил [[Нобелова награда за физика|Нобеловата награда]] за оваа и друга работа во 1983 година.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/|title=The Nobel Prize in Physics 1983|publisher=[[The Nobel Foundation]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20070506154131/http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/|archive-date=6 May 2007|accessdate=4 May 2007}}</ref> Ограничувачката маса денес се нарекува ''[[Чандрасекарова граница]]''.

Доколку белото џуџе ја надмине ''[[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]'', а [[Јадрена реакција|јадрените реакции]] не се случат, притисокот што го вршат [[електрон]]ите повеќе нема да може да ја балансира [[Гравитација|силата на гравитацијата]] и ќе се сруши во погуст објект наречен [[неутронска ѕвезда]].<ref name="collapse">{{Наведена книга|title=White Dwarfs|last=Canal|first=R.|last2=Gutierrez|first2=J.|date=1997|isbn=978-94-010-6334-0|series=Astrophysics and Space Science Library|volume=214|pages=49–55|chapter=The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection|arxiv=astro-ph/9701225|bibcode=1997ASSL..214...49C|doi=10.1007/978-94-011-5542-7_7}}</ref> Јаглерод-кислородните бели џуџиња кои ја [[Насобирање (астрофизика)|собираат]] масата од соседната ѕвезда подлежат на реакција на јадрено соединување, што доведува до експлозија на супернова од типот Ia во која белото џуџе може да биде уништено, пред да ја достигне ограничувачката маса.<ref name="sniamodels">{{Наведено списание|last=Hillebrandt|first=W.|last2=Niemeyer|first2=J. C.|date=2000|title=Type IA supernova explosion models|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=38|pages=191–230|arxiv=astro-ph/0006305|bibcode=2000ARA&A..38..191H|doi=10.1146/annurev.astro.38.1.191}}</ref>

Новото истражување покажува дека многу бели џуџиња - барем во одредени видови галаксии - можеби нема да се приближат до таа граница по пат на насобирање. Се претпоставува дека барем некои од белите џуџиња кои стануваат супернови ја достигнуваат потребната маса преку судир еден со друг. Можеби во [[Елиптична галаксија|елиптичните галаксии]] ваквите судири се главниот извор на супернови. Оваа хипотеза се заснова на фактот дека [[Рендгенски зраци|рендгенските зраци]] произведени од тие галаксии се од 30 до 50&nbsp;пати помалку од она што се очекува да го произведат суперновите од типот Ia на таа галаксија додека материјата се собира на белото џуџе од неговиот опкружувачки придружник. Било констатирано дека не повеќе од 5% од суперновите во таквите галаксии би можеле да се создадат со процесот на собирање на белите џуџиња. Значењето на ова откритие е дека може да има два видови на супернови, што може да значи дека ''[[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]'' не може секогаш да се применува при одредувањето кога белото џуџе ќе стане супернова, имајќи предвид дека две бели џуџиња кои се судираат може да имаат опсег на маси. Ова за возврат би ги збунило напорите за користење на експлодираните бели џуџиња како [[Скала на вселенски растојанија|стандардни свеќи]] при одредување на растојанија.<ref>{{Наведени вести|url=https://www.nytimes.com/2010/02/23/science/space/23star.html?hpw|title=From the Clash of White Dwarfs, the Birth of a Supernova|last=Overbye|first=D.|date=22 February 2010|work=The New York Times|access-date=22 February 2010|archive-url=https://web.archive.org/web/20100225031056/http://www.nytimes.com/2010/02/23/science/space/23star.html?hpw|archive-date=25 February 2010}}</ref>

Белите џуџиња имаат мала [[сјајност]] и затоа зафаќаат лента на дното на [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм]], графикон на ѕвездената сјајност наспроти бојата или температурата. Тие не треба да се мешаат со објекти со ниска осветленост на крајот од главната низа со мала маса, како што се [[Црвено џуџе|црвените џуџиња]] кои се [[Ѕвездена нуклеосинтеза|спојуваат со водород]], чии јадра делумно се поддржани од термички притисок,<ref>{{Наведено списание|last=Chabrier|first=G.|last2=Baraffe|first2=I.|date=2000|title=Theory of low-Mass stars and substellar objects|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=38|pages=337–377|arxiv=astro-ph/0006383|bibcode=2000ARA&A..38..337C|doi=10.1146/annurev.astro.38.1.337}}</ref> или [[Кафеаво џуџе|кафеава]] дури и пониска температура [[Кафеаво џуџе|џуџиња]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/hrd.html|title=The Hertzsprung-Russell (HR) diagram|last=Kaler|first=J.|archive-url=https://web.archive.org/web/20090831174414/http://stars.astro.illinois.edu/sow/hrd.html|archive-date=31 August 2009|accessdate=5 May 2007}}</ref>

=== Однос маса-полупречник ===
Врската помеѓу масата и полупречникот на бели џуџиња со мала маса може да се процени со помош на нерелативистичката состојбена равенка на Фермиевиот гас, која дава
{{Вовлечи блок|<math> R \approx \frac{N^{5/3} \hbar^2}{2m_e GM^{1/3}},</math>}}
каде што {{Мпром|R}} е полупречникот, {{Мпром|M}} е вкупната маса на ѕвездата, {{Мпром|N}} е бројот на електрони по единица маса (зависи само од составот), {{Мпром|m<sub>e</sub>}} е електронската маса, <math>\hbar</math> е намалената [[Планкова константа]], а {{Мпром|G}} е [[Гравитациска константа|гравитациската константа]].

Бидејќи оваа анализа ја користи нерелативистичката формула {{Мат|1=''T'' = ''p''<sup>2</sup> / 2''m''}} за кинетичката енергија, таа е нерелативистичка. Кога брзината на електроните во бело џуџе е блиску до [[Брзина на светлината|брзината на светлината]], формулата за кинетичка енергија се приближува до {{Мат|1=''T'' = ''pc''}} каде што {{Мат|''c''}} е брзината на светлината, и може да се покаже дека не постои стабилна рамнотежа во ултрарелативистичката граница. Особено, оваа анализа ја дава максималната маса на бело џуџе, што е
{{Вовлечи блок|<math>M_{\rm limit} \approx N^2 \left(\frac{\hbar c}{G}\right)^{3/2}.</math>}}
[[Податотека:ChandrasekharLimitGraph.svg|десно|мини| Односите полупречник-маса за модел на бело џуџе. {{Мат|''M''<sub>limit</sub>}} е означена како M<sub>Ch</sub>]]
За попрецизно пресметување на односот маса-полупречник и ограничувачката маса на бело џуџе, мора да се пресмета [[состојбена равенка|состојбената равенка]] која ја опишува врската помеѓу густината и притисокот во материјалот од бело џуџе. Доколку густината и притисокот се еднакви на функциите на полупречник од центарот на ѕвездата, тогаш системот на равенки што се состои од хидростатската равенка заедно со равенката на состојбата може да се реши за да се најде структурата на белото џуџе во рамнотежа. Во нерелативистичкиот случај, сепак се открива дека полупречник е обратно пропорционален на коренот на масата. Релативистичките корекции ќе го променат резултатот така што полупречникот станува нула при конечна вредност на масата. Ова е ограничувачката вредност на масата - наречена ''[[Чандрасекарова граница]]'' - на која белото џуџе повеќе не може да биде поддржано од притисокот на дегенерација на електрони. Графикот од десната страна го покажува резултатот од таквото пресметување. Покажува како полупречникот варира со масата за нерелативистички (сина крива) и релативистички (зелена крива) модели на бело џуџе. И двата модели го третираат белото џуџе како ладен гас Ферми во [[хидростатичка рамнотежа]]. Просечната молекуларна тежина по електрон, {{Мат|''μ''<sub>e</sub>}}, е поставена еднаква на 2. Полупречникот се мери во стандардни сончеви полупречници и масата во стандардни сончеви маси.<ref name="stds">{{Наведена мрежна страница|url=http://vizier.u-strasbg.fr/doc/catstd-3.2.htx|title=Basic symbols|work=Standards for Astronomical Catalogues, Version 2.0|publisher=[[VizieR]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20170508162629/http://vizier.u-strasbg.fr/doc/catstd-3.2.htx|archive-date=8 May 2017|accessdate=12 January 2007}}</ref>

Сите овие пресметки претпоставуваат дека белото џуџе не се врти. Доколку белото џуџе се врти, равенката на хидростатичката рамнотежа мора да се измени за да се земе предвид [[Центрифугална сила|центрифугалната псевдосила]] што произлегува од работата во [[Вртежен појдовен систем|вртежниот појдовен систем]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.phys.lsu.edu/astro/H_Book.current/H_Book.html|title=The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems|last=Tohline|first=J. E.|authorlink=Joel E. Tohline|archive-url=https://web.archive.org/web/20100627133917/http://www.phys.lsu.edu/astro/H_Book.current/H_Book.html|archive-date=27 June 2010|accessdate=30 May 2007}}</ref> За рамномерно ротирачко бело џуџе, ограничувачката маса се зголемува само малку. Ако на ѕвездата и се дозволи да се врти нерамномерно, а [[вискозност]]а се занемари, тогаш, како што било истакнато од Фред Хојл во 1947 година,<ref>{{Наведено списание|last=Hoyle|first=F.|date=1947|title=Stars, Distribution and Motions of, Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=107|issue=2|pages=231–236|bibcode=1947MNRAS.107..231H|doi=10.1093/mnras/107.2.231|doi-access=free}}</ref> не постои ограничување на масата за која е можно бело џуџе да биде во статична рамнотежа. Не сите овие модели на ѕвезди ќе бидат [[Класична механика|динамички]] стабилни.<ref>{{Наведено списание|last=Ostriker|first=J. P.|last2=Bodenheimer|first2=P.|date=1968|title=Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=151|page=1089|bibcode=1968ApJ...151.1089O|doi=10.1086/149507|doi-access=free}}</ref>

Белите џуџиња кои ротираат и проценките на нивниот пречник во однос на аголната брзина на вртење се третирани во ригорозната математичка литература.<ref>{{Наведено списание|last=Chanillo|first=Sagun|last2=Li|first2=Yan Yan|year=1994|title=On diameters of uniformly rotating stars|url=http://projecteuclid.org/euclid.cmp/1104271617|journal=Communications in Mathematical Physics|volume=166|issue=2|page=417|bibcode=1994CMaPh.166..417C|doi=10.1007/BF02112323}}</ref> Фината структура на слободната граница на белите џуџиња е исто така математички ригорозно анализирана.<ref>{{Наведено списание|last=Chanillo|first=Sagun|last2=Weiss|first2=Georg S.|year=2012|title=A remark on the geometry of uniformly rotating stars|journal=Journal of Differential Equations|volume=253|issue=2|page=553|arxiv=1109.3046|bibcode=2012JDE...253..553C|doi=10.1016/j.jde.2012.04.011}}</ref>

=== Зрачење и ладење ===
Изродената материја што го сочинува најголемиот дел од белото џуџе има многу мала непроѕирност, бидејќи секое насобирање на фотон бара електронот да премине во повисока празна состојба, што можеби не е можно бидејќи енергијата на фотонот можеби не е совпаѓање за можните квантни состојби достапни на тој електрон, па оттука радијативниот пренос на топлина во бело џуџе е низок; сепак, има висока [[топлинска спроводливост]]. Како резултат на тоа, внатрешноста на белото џуџе одржува речиси еднаква температура додека се лади, почнувајќи од приближно 10 <sup>8</sup> К кратко време по формирањето на белото џуџе и достигнувајќи помалку од <sup>106</sup> К за најстудените познати бели џуџиња.<ref>{{Наведено списание|last=Saumon|first=Didier|last2=Blouin|first2=Simon|last3=Tremblay|first3=Pier-Emmanuel|date=November 2022|title=Current challenges in the physics of white dwarf stars|journal=Physics Reports|volume=988|pages=1–63|arxiv=2209.02846|bibcode=2022PhR...988....1S|doi=10.1016/j.physrep.2022.09.001}}</ref> Надворешната обвивка од не-изродена материја се наоѓа на врвот на изроденото јадро. Најнадворешните слоеви, кои имаат температури под 10 <sup>5</sup>&nbsp;К, зрачат приближно како [[црно тело]]. Белото џуџе останува видливо долго време, бидејќи неговата слаба надворешна атмосфера полека зрачи со топлинската содржина на изродената внатрешност.

Видливото зрачење што го емитуваат белите џуџиња варира во широк опсег на бои, од белузлаво-сина боја на ѕвезда од главната низа од типот О, В или А до жолто-портокаловата ѕвезда од доцниот К или раниот М-тип.<ref name="sionspectra">{{Наведено списание|last=Sion|first=E. M.|last2=Greenstein|first2=J. L.|last3=Landstreet|first3=J. D.|last4=Liebert|first4=James|last5=Shipman|first5=H. L.|last6=Wegner|first6=G. A.|date=1983|title=A proposed new white dwarf spectral classification system|journal=The Astrophysical Journal|volume=269|page=253|bibcode=1983ApJ...269..253S|doi=10.1086/161036|doi-access=free}}</ref> Делотворните температури на површината на бело џуџе се протегаат од над 150.000 K до едвај под 4.000 K.<ref name="cool">{{Наведено списание|last=Hambly|first=N. C.|last2=Smartt|first2=S. J.|last3=Hodgkin|first3=S. T.|date=1997|title=WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus|journal=The Astrophysical Journal|volume=489|issue=2|pages=L157|bibcode=1997ApJ...489L.157H|doi=10.1086/316797|doi-access=free}}</ref>  Во согласност со [[Штефан-Болцманов закон|Штефан-Болцмановиот закон]], осветленоста се зголемува со зголемување на температурата на површината (пропорционално {{Sup|4}} ''T4'' ); овој температурен опсег на површината одговара на сјајност од над 100 пати поголема од сончевата до под{{Дроп|1|10,000}} на Сонцето.<ref name="wden">{{cite encyclopedia
 |last1=Fontaine |first1=G.
 |last2=Wesemael |first2=F.
 |title=White dwarfs
 |editor1-last=Murdin |editor1-first=P.
 |date=2001
 |encyclopedia=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
 |publisher=[[IOP Publishing]]/[[Nature Publishing Group]]
 |isbn=978-0-333-75088-9
}}</ref>  Жешки бели џуџиња, со површински температури над 30.000 К, забележано е дека се извори на меки (т.е. со пониска енергија) [[рендгенски зраци]]. Ова овозможува составот и структурата на нивните атмосфери да се проучуваат со меки рендгенски и екстремни ултравиолетови набљудувања.<ref>{{Наведено списание|last=Heise|first=J.|date=1985|title=X-ray emission from isolated hot white dwarfs|journal=Space Science Reviews|volume=40|issue=1–2|pages=79–90|bibcode=1985SSRv...40...79H|doi=10.1007/BF00212870}}</ref>

Белите џуџиња исто така зрачат со [[Неутрино|неутрина]] преку процесот на ладење со неутрино.<ref>{{Наведено списание|last=Lesaffre|first=P.|last2=Podsiadlowski|first2=Ph.|last3=Tout|first3=C. A.|year=2005|title=A two-stream formalism for the convective Urca process|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=356|issue=1|pages=131–144|arxiv=astro-ph/0411016|bibcode=2005MNRAS.356..131L|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08428.x|doi-access=free}}</ref> Овој процес има поголем ефект врз пожешките и помладите бели џуџиња.
[[Податотека:Size_IK_Peg.png|лево|мини| Споредба помеѓу белото џуџе [[IK Пегаз]] В (во средината), неговиот придружник од А класата Пегаз А (лево) и Сонцето (десно). Ова бело џуџе има површинска температура од 35.500 К.]]
Како што било објаснето од Леон Местел во 1952 година, освен доколку белото џуџе [[Насобирање (астрофизика)|собира]] материја од придружна ѕвезда или друг извор, неговото зрачење доаѓа од складираната топлина, која не се надополнува.<ref>{{Наведено списание|last=Mestel|first=L.|date=1952|title=On the theory of white dwarf stars. I. The energy sources of white dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=112|issue=6|pages=583–597|bibcode=1952MNRAS.112..583M|doi=10.1093/mnras/112.6.583|doi-access=free}}</ref>  Белите џуџиња имаат екстремно мала површина од која ја зрачат оваа топлина, така што постепено се ладат, останувајќи жешки долго време. Како што белото џуџе се лади, неговата површинска температура се намалува, зрачењето што го испушта поцрвенува, а неговата осветленост се намалува. Бидејќи белото џуџе нема да потоне за енергија освен при зрачењето, следува дека неговото ладење се забавува со текот на времето. Стапката на ладење е проценета за [[јаглерод]]но бело џуџе од 0,59 {{Сончева маса}} со [[водород]]на атмосфера. По првичното земање приближно 1,5 милијарди години да се излади до температура на површината од 7.140 К, ладење приближно 500 и повеќе келвини на 6.590 К зема околу 0,3 милијарди години, но следните два чекори од околу 500 келвини (до 6.030 К и 5.550 К) се од 0,4 до 1,1 милијарди години.<ref>{{Наведено списание|last=Bergeron|first=P.|last2=Ruiz|first2=M. T.|last3=Leggett|first3=S. K.|date=1997|title=The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=108|issue=1|pages=339–387|bibcode=1997ApJS..108..339B|doi=10.1086/312955|doi-access=free}}</ref>

Повеќето набљудувани бели џуџиња имаат релативно високи температури на површината, помеѓу 8.000 К и 40.000 K.<ref>{{Наведено списание|last=McCook|first=G. P.|last2=Sion|first2=E. M.|year=1999|title=A Catalogue 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> Сепак, белото џуџе поминува повеќе од својот живот на пониски температури отколку на потопли температури, па затоа треба да се очекува дека има повеќе студени бели џуџиња отколку топли бели џуџиња. Откако ќе се приспособиза [[Пристрасност при избор|ефектот на пристрасност]] дека пожешките, посјајни бели џуџиња се полесни за набљудување, ќе се открие дека намалувањето на испитуваниот опсег на температурата резултира со пронаоѓање на повеќе бели џуџиња.<ref name="disklf">{{Наведено списание|last=Leggett|first=S. K.|last2=Ruiz|first2=M. T.|last3=Bergeron|first3=P.|date=1998|title=The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk|journal=The Astrophysical Journal|volume=497|issue=1|pages=294–302|bibcode=1998ApJ...497..294L|doi=10.1086/305463|doi-access=free}}</ref> Овој тренд престанува кога ќе достигне екстремно ладни бели џуџиња; неколку бели џуџиња се забележани со површински температури под 4.000 К,<ref>{{Наведено списание|last=Gates|first=E.|last2=Gyuk|first2=G.|last3=Harris|first3=H. C.|last4=Subbarao|first4=M.|last5=Anderson|first5=S.|last6=Kleinman|first6=S. J.|last7=Liebert|first7=James|last8=Brewington|first8=H.|last9=Brinkmann|first9=J.|displayauthors=6|date=2004|title=Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey|journal=The Astrophysical Journal|volume=612|issue=2|pages=L129|arxiv=astro-ph/0405566|bibcode=2004ApJ...612L.129G|doi=10.1086/424568}}</ref> и еден од најстудените досега забележани, WD 0346+246, има површинска температура од приближно 3.800 K.<ref>{{Наведено списание|last=Kilic|first=M.|last2=Thorstensen|first2=J. R.|last3=Kowalski|first3=P. M.|last4=Andrews|first4=J.|date=2012|title=11–12 Gyr old white dwarfs 30 pc away|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=423|issue=1|pages=L132–L136|arxiv=1204.2570|bibcode=2012MNRAS.423L.132K|doi=10.1111/j.1745-3933.2012.01271.x|doi-access=free}}</ref> Причината за ова е што возраста на вселената е конечна;<ref>{{Наведено списание|last=Winget|first=D. E.|last2=Hansen|first2=C. J.|last3=Liebert|first3=James|last4=Van Horn|first4=H. M.|last5=Fontaine|first5=G.|last6=Nather|first6=R. E.|last7=Kepler|first7=S. O.|last8=Lamb|first8=D. Q.|date=1987|title=An independent method for determining the age of the universe|journal=The Astrophysical Journal|volume=315|pages=L77|bibcode=1987ApJ...315L..77W|doi=10.1086/184864|doi-access=free|hdl-access=free}}</ref><ref>{{Наведена книга|title=The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe|last=Trefil|first=J. S.|date=2004|publisher=[[Dover Publications]]|isbn=978-0-486-43813-9}}</ref> немало доволно време белите џуџиња да се оладат под оваа температура. Функцијата за сјајност на бело џуџе може да се користи за да се најде времето кога ѕвездите почнале да се формираат во регионот; проценката за староста на нашиот [[галактички диск]] пронајден на овој начин е 8 милијарди години. Белото џуџе на крајот, за неколку трилиони години, ќе се олади и ќе стане ''[[црно џуџе]]'' што не зрачи во приближна топлинска рамнотежа со неговата околина и со космичкото зрачење на позадината. Се смета дека сè уште не постојат црни џуџиња.
[[Податотека:Gaia_hrd_wds2.png|мини|Секвенцата на ладење на бело џуџе, видена од мисијата Гаја на Европската вселенска агенција]]
Материјалот на јадрото на бело џуџе е целосно [[Јонизација|јонизирана]] [[плазма]] - мешавина од [[Атомско јадро|јадра]] и [[електрон]]и - која првично е во течна состојба. Теоретски било предвидено во 1960-тите дека во доцната фаза на ладење, треба да се кристализира во цврста состојба, почнувајќи од неговиот центар.<ref>{{Наведено списание|last=van Horn|first=H. M.|date=January 1968|title=Crystallization of White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=151|page=227|bibcode=1968ApJ...151..227V|doi=10.1086/149432}}</ref> Се смета дека кристалната структура е [[коцкест кристален систем]] во центарот на телото.<ref>{{Наведено списание|last=Barrat|first=J. L.|last2=Hansen|first2=J. P.|last3=Mochkovitch|first3=R.|date=1988|title=Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=199|issue=1–2|pages=L15|bibcode=1988A&A...199L..15B}}</ref> Во 1995 година било предложено дека астеросеизмолошките набљудувања на пулсирачките бели џуџиња дале потенцијален тест на теоријата на кристализација,<ref>{{Наведено списание|last=Winget|first=D. E.|date=1995|title=The Status of White Dwarf Asteroseismology and a Glimpse of the Road Ahead|journal=Baltic Astronomy|volume=4|issue=2|page=129|bibcode=1995BaltA...4..129W|doi=10.1515/astro-1995-0209|doi-access=free}}</ref> а во 2004 година биле направени набљудувања кои сугерираат дека приближно 90% од масата на [[BPM 37093]] се кристализирала.<ref>{{Наведено списание|last=Metcalfe|first=T. S.|last2=Montgomery|first2=M. H.|last3=Kanaan|first3=A.|date=20 April 2004|title=Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093|journal=The Astrophysical Journal|volume=605|issue=2|pages=L133–L136|arxiv=astro-ph/0402046|bibcode=2004ApJ...605L.133M|doi=10.1086/420884}}</ref><ref name="lucy">{{Наведени вести|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3492919.stm|title=Diamond star thrills astronomers|last=Whitehouse|first=David|date=16 February 2004|work=BBC News|access-date=6 January 2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20070205114340/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3492919.stm|archive-date=5 February 2007}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Kanaan|first=A.|last2=Nitta|first2=A.|last3=Winget|first3=D. E.|last4=Kepler|first4=S. O.|last5=Montgomery|first5=M. H.|last6=Metcalfe|first6=T. S.|last7=Oliveira|first7=H.|last8=Fraga|first8=L.|last9=Da Costa|first9=A. F. M.|displayauthors=6|date=2005|title=Whole Earth Telescope observations of BPM 37093: A seismological test of crystallization theory in white dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=432|issue=1|pages=219–224|arxiv=astro-ph/0411199|bibcode=2005A&A...432..219K|doi=10.1051/0004-6361:20041125}}</ref> Другата работа дава кристализирана масена фракција помеѓу 32% и 82%.<ref name="Brassard">{{Наведено списание|last=Brassard|first=P.|last2=Fontaine|first2=G.|date=2005|title=Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View|journal=The Astrophysical Journal|volume=622|issue=1|pages=572–576|bibcode=2005ApJ...622..572B|doi=10.1086/428116|doi-access=free}}</ref> Како што јадрото на бело џуџе се подложува на кристализација во цврста фаза, се ослободува латентна топлина која обезбедува извор на топлинска енергија што го одложува неговото ладење.<ref>{{Наведено списание|last=Hansen|first=B. M. S.|last2=Liebert|first2=James|year=2003|title=Cool White Dwarfs|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=41|page=465|bibcode=2003ARA&A..41..465H|doi=10.1146/annurev.astro.41.081401.155117}}</ref> Друг можен механизам кој бил предложен да го објасни навидум доцнењето во ладењето на некои типови бели џуџиња е процес на дестилација со цврста течност: кристалите формирани во јадрото се пловни и пливаат нагоре, со што се поместува потешката течност надолу, со што се предизвикува ослободување на гравитациона енергија.<ref>{{Наведено списание|last=Antoine|first=Bédard|last2=Simon|first2=Blouin|last3=Sihao|first3=Cheng|date=2024|title=Buoyant crystals halt the cooling of white dwarf stars|url=https://www.nature.com/articles/s41586-024-07102-y.epdf|journal=Nature|language=en|volume=627|issue=8003|pages=286–288|bibcode=2024Natur.627..286B|doi=10.1038/s41586-024-07102-y|issn=1476-4687|pmid=38448597}}</ref> Хемиското фракционирање помеѓу јонските видови во плазма може да ослободи слична или уште поголема количина на енергија.<ref>{{Наведено списание|last=Althaus|first=L. G.|last2=García-Berro|first2=E.|last3=Isern|first3=J.|last4=Córsico|first4=A. H.|last5=Miller Bertolami|first5=M. M.|date=January 2012|title=New phase diagrams for dense carbon-oxygen mixtures and white dwarf evolution|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=537|pages=A33|arxiv=1110.5665|bibcode=2012A&A...537A..33A|doi=10.1051/0004-6361/201117902}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Blouin|first=Simon|last2=Daligault|first2=Jérôme|last3=Saumon|first3=Didier|date=1 April 2021|title=22 Ne Phase Separation as a Solution to the Ultramassive White Dwarf Cooling Anomaly|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=911|issue=1|pages=L5|arxiv=2103.12892|bibcode=2021ApJ...911L...5B|doi=10.3847/2041-8213/abf14b|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Blouin|first=Simon|last2=Daligault|first2=Jérôme|last3=Saumon|first3=Didier|last4=Bédard|first4=Antoine|last5=Brassard|first5=Pierre|date=August 2020|title=Toward precision cosmochronology: A new C/O phase diagram for white dwarfs|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=640|pages=L11|arxiv=2007.13669|bibcode=2020A&A...640L..11B|doi=10.1051/0004-6361/202038879}}</ref> Ова ослободување на енергија првпат било потврдено во 2019 година по идентификацијата на голем број тела во низата за ладење на повеќе од 15.000 бели џуџиња забележани со сателитот ''Гаја''.<ref>{{Наведено списание|last=Tremblay|first=P.-E.|last2=Fontaine|first2=G.|last3=Fusillo|first3=N. P. G.|last4=Dunlap|first4=B. H.|last5=Gänsicke|first5=B. T.|last6=Hollands|first6=M. H.|last7=Hermes|first7=J. J.|last8=Marsh|first8=T. R.|last9=Cukanovaite|first9=E.|displayauthors=6|date=2019|title=Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs|url=http://wrap.warwick.ac.uk/112800/7/WRAP-core-crystallization-pile-up-cooling-sequence-evolving-white-dwarfs-Tremblay-2019.pdf|journal=Nature|volume=565|issue=7738|pages=202–205|arxiv=1908.00370|bibcode=2019Natur.565..202T|doi=10.1038/s41586-018-0791-x|pmid=30626942|archive-url=https://web.archive.org/web/20190723202013/http://wrap.warwick.ac.uk/112800/7/WRAP-core-crystallization-pile-up-cooling-sequence-evolving-white-dwarfs-Tremblay-2019.pdf|archive-date=23 July 2019|access-date=23 July 2019}}</ref>

Бели џуџиња со хелиум со мала маса (маса {{Сончева маса|< 0.20}}), честопати наречени бели џуџиња со екстремно ниска маса (ELM WDs), се формираат во двојни системи. Како резултат на нивните обвивки богати со водород, резидуалното согорување на водород преку Јаглеродно-азотно-кислородниот циклус може да ги задржи овие бели џуџиња жешки на долг временски период. Покрај тоа, тие остануваат во фаза на надуеност на прабело џуџе до 2&nbsp;Gyr пред да стигнат до патеката за ладење.<ref>{{Наведено списание|last=Istrate|first=A. G.|last2=Tauris|first2=T. M.|last3=Langer|first3=N.|last4=Antoniadis|first4=J.|year=2014|title=The timescale of low-mass proto-helium white dwarf evolution|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=571|page=L3|arxiv=1410.5471|bibcode=2014A&A...571L...3I|doi=10.1051/0004-6361/201424681}}</ref>

=== Атмосфера и спектри ===
[[Податотека:Artist’s_impression_of_the_WDJ0914+1914_system.tif|мини|Уметнички впечаток за системот WD J0914+1914.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.eso.org/public/news/eso1919/|title=First Giant Planet around White Dwarf Found – ESO observations indicate the Neptune-like exoplanet is evaporating|work=www.eso.org|language=en|archive-url=https://web.archive.org/web/20191204214723/https://www.eso.org/public/news/eso1919/|archive-date=4 December 2019|accessdate=4 December 2019}}</ref>]]
Иако се смета дека повеќето бели џуџиња се составени од јаглерод и кислород, [[спектроскопија]]та обично покажува дека нивната емитирана светлина доаѓа од атмосфера за која се забележува дека доминира или водород или [[хелиум]]. Доминантниот елемент е обично најмалку 1.000 пати повеќе од сите други елементи. Како што било објаснето од Шацман во 1940-тите, се смета дека високата [[површинска гравитација]] ја предизвикува оваа чистота со гравитациско одвојување на атмосферата така што тешките елементи се долу, а полесните горе.<ref>{{Наведено списание|last=Schatzman|first=E.|date=1945|title=Théorie du débit d'énergie des naines blanches|journal=Annales d'Astrophysique|volume=8|page=143|bibcode=1945AnAp....8..143S}}</ref><ref name="physrev">{{Наведено списание|last=Koester|first=D.|last2=Chanmugam|first2=G.|date=1990|title=Physics of white dwarf stars|journal=Reports on Progress in Physics|volume=53|issue=7|pages=837–915|bibcode=1990RPPh...53..837K|doi=10.1088/0034-4885/53/7/001}}</ref> Оваа атмосфера, единствениот дел од белото џуџе видлив за нас, се смета дека е врвот на обвивката која е остаток од обвивката на ѕвездата во фазата [[Асимптотска гранка на џинови|АГЏ]] и може да содржи и материјал насобран од меѓуѕвездената средина. Се верува дека обвивката се состои од слој богат со хелиум со маса не повеќе од{{Дроп|1|100}} маса на ѕвездата, која, дококлку во атмосферата доминира водород, е покриена со слој богат со водород со маса приближно{{Дроп|1|10,000}} маса на ѕвездата.<ref name="kawaler">{{Наведена книга|title=Stellar remnants|last=Kawaler|first=S. D.|date=1997|publisher=1997|isbn=978-3-540-61520-0|editor-last=Kawaler|editor-first=S. D.|chapter=White Dwarf Stars|editor-last2=Novikov|editor-first2=I.|editor-last3=Srinivasan|editor-first3=G.}}</ref>

Иако се тенки, овие надворешни слоеви го одредуваат топлинскиот развој на белото џуџе. Изродените електрони во најголемиот дел од белото џуџе добро ја спроведуваат топлината. Затоа, поголемиот дел од масата на белото џуџе е на речиси иста температура ( изотермална), а исто така е жешко: бело џуџе со површинска температура помеѓу 8.000 К и 16.000 К ќе има средна температура помеѓу приближно 5.000.000 К и 20.000.000 К. Белото џуџе се спречува многу брзо да се лади само поради непроѕирноста на неговите надворешни слоеви на зрачење.
{| class="wikitable" style="float: right"
|+Спектрални типови на бело џуџе 
! colspan="2" | Примарни и секундарни карактеристики
|-
| А
| Присутни H линии
|-
| B
| Присутни H I линии
|-
| C
| Континуиран спектар; без линии
|-
| О
| He II линии, придружени со He I или H линии
|-
|Z
| Металични линии
|-
| Q
| Присутни јаглеродни линии
|-
| X
| Нејасен или некласифициран спектар
|-
! colspan="2" | Само секундарни карактеристики
|-
| P
| Магнетно бело џуџе со забележлива поларизација
|-
| H
| Магнетно бело џуџе без забележлива поларизација
|-
| Е
| Присутни емисиони линии
|-
| V
| Променлива
|}
Првиот обид за класификација на спектрите на бело џуџе се смета дека бил од страна на [[Герард Кајпер]] во 1941 година,<ref>{{Наведено списание|last=Kuiper|first=G. P.|date=1941|title=List of Known White Dwarfs|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=53|issue=314|page=248|bibcode=1941PASP...53..248K|doi=10.1086/125335|doi-access=free}}</ref> и оттогаш биле предложени и користени различни модели за класификација.<ref>{{Наведено списание|last=Luyten|first=W. J.|date=1952|title=The Spectra and Luminosities of White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=116|page=283|bibcode=1952ApJ...116..283L|doi=10.1086/145612}}</ref><ref>{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/stellaratmospher0000gree|title=Stellar atmospheres|last=Greenstein|first=J. L.|date=1960|publisher=[[University of Chicago Press]]|bibcode=1960stat.book.....G|lccn=61-9138|url-access=registration}}</ref> Системот кој моментално се користи бил воведен од Едвард М. Тој го класифицира спектарот според симбол кој се состои од почетна D, буква што ја опишува примарната карактеристика на спектарот проследена со изборна низа од букви што ги опишуваат секундарните карактеристики на спектарот (како што е прикажано во соседната табела) и број на температурен индекс., пресметано со делење 50.400&nbsp;К од [[Делотворна температура|делотворната температура]]. На пример:

* Бело џуџе со само He I линии во својот спектар и делотворна температура од 15.000 K може да му се даде класификацијата на DB3, или, доколку тоа го гарантира прецизноста на мерењето на температурата, DB3.5.
* Бело џуџе со поларизирано [[магнетно поле]], делотворна температура од 17.000 К, а спектарот доминиран од линиите He I кои исто така имаат водородни карактеристики може да се даде на класификацијата на DBAP3.

Симболите "?" и „:“ може да се користат и доколку точната класификација е неизвесна.

Белите џуџиња чија примарна спектрална класификација е DA имаат атмосфери во кои доминира водород. Тие го сочинуваат мнозинството, приближно 80%, од сите забележани бели џуџиња. Следната класа по број е на DB, приближно 16%.<ref>{{Наведено списание|last=Kepler|first=S. O.|last2=Kleinman|first2=S. J.|last3=Nitta|first3=A.|last4=Koester|first4=D.|last5=Castanheira|first5=B. G.|last6=Giovannini|first6=O.|last7=Costa|first7=A. F. M.|last8=Althaus|first8=L.|date=2007|title=White dwarf mass distribution in the SDSS|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=375|issue=4|pages=1315–1324|arxiv=astro-ph/0612277|bibcode=2007MNRAS.375.1315K|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x|doi-access=free}}</ref> Топлата, над 15.000&nbsp;К, класа DQ (околу 0,1%) има атмосфери во кои доминира јаглерод.<ref>{{Наведено списание|last=Dufour|first=P.|last2=Liebert|first2=James|last3=Fontaine|first3=G.|last4=Behara|first4=N.|date=2007|title=White dwarf stars with carbon atmospheres|journal=Nature|volume=450|issue=7169|pages=522–4|arxiv=0711.3227|bibcode=2007Natur.450..522D|doi=10.1038/nature06318|pmid=18033290}}</ref> Оние класифицирани како DB, DC, DO, DZ и DQ имаат атмосфери доминирани со хелиум. Под претпоставка дека јаглеродот и металите не се присутни, секоја спектрална класификација зависи од делотворната температура. Помеѓу приближно 100.000&nbsp;К до 45.000&nbsp;К, спектарот ќе биде класифициран DO, во кој доминира единечно јонизиран хелиум. Од 30.000&nbsp;К до 12.000&nbsp;К, спектарот ќе биде DB, покажувајќи неутрални линии на хелиум, а под околу 12.000&nbsp;К, спектарот ќе биде без карактеристики и класифициран како DC.

Молекуларниот водород H2 е откриен во спектрите на атмосферите на некои бели џуџиња.<ref name="dwarf">{{Наведено списание|last=Xu|first=S.|last2=Jura|first2=M.|last3=Koester|first3=D.|last4=Klein|first4=B.|last5=Zuckerman|first5=B.|year=2013|title=Discovery of Molecular Hydrogen in White Dwarf Atmospheres|journal=The Astrophysical Journal|volume=766|issue=2|pages=L18|arxiv=1302.6619|bibcode=2013ApJ...766L..18X|doi=10.1088/2041-8205/766/2/L18}}</ref>

==== Бели џуџиња богати со метали ====
[[Податотека:Periodic_Table_White_Dwarfs.png|мини|Елементи откриени во атмосферата на белите џуџиња постудени од 25.000 К.]]
Околу 25-33% од белите џуџиња имаат металични линии во нивните спектри, што е забележливо затоа што сите тешки елементи во белото џуџе треба да потонат во внатрешноста на ѕвездата за само мал дел од животниот век на ѕвездата.<ref name=":0">{{Наведено списание|last=Jura|first=M.|last2=Young|first2=E.D.|date=2014-01-01|title=Extrasolar Cosmochemistry|journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|volume=42|issue=1|pages=45–67|bibcode=2014AREPS..42...45J|doi=10.1146/annurev-earth-060313-054740|doi-access=free}}</ref> Преовладувачкото објаснување за бели џуџиња богати со метал е дека тие неодамна создале карпести планетезимали. Масовниот состав на акредитираниот објект може да се мери од јачините на металните линии. На пример, еден труд од 2015 година за белото џуџе Тон 345 заклучил дека неговите метални изобилства се конзистентни со оние на диференцираната, карпеста планета чијашто обвивка била еродирана од ветерот на ѕвездата домаќин за време на нејзината [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотична фаза на џиновска гранка]].<ref>{{Наведено списание|last=Wilson|first=D.J.|last2=Gänsicke|first2=B.T.|last3=Koester|first3=D.|last4=Toloza|first4=O.|last5=Pala|first5=A. F.|last6=Breedt|first6=E.|last7=Parsons|first7=S.G.|date=2015-08-11|title=The composition of a disrupted extrasolar planetesimal at SDSS J0845+2257 (Ton 345)|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=451|issue=3|pages=3237–3248|arxiv=1505.07466|bibcode=2015MNRAS.451.3237W|doi=10.1093/mnras/stv1201|doi-access=free}}</ref>

=== Магнетно поле ===
Магнетни полиња кај бели џуџиња со јачина на површината од околу 1 милион [[Гаус (единица)|гаус]] (100&nbsp;[[Тесла (единица)|Тесла]]) биле предвидени од [[Патрик Блекет]] во 1947 година како последица на физичкиот закон што тој го предложил во кој се наведува дека ненаполнето, вртежно тело треба да генерира магнетно поле пропорционално на неговиот [[Момент на импулсот|аголен момент]].<ref>{{Наведено списание|last=Blackett|first=P. M. S.|date=1947|title=The Magnetic Field of Massive Rotating Bodies|journal=Nature|volume=159|issue=4046|pages=658–66|bibcode=1947Natur.159..658B|doi=10.1038/159658a0|pmid=20239729}}</ref> Овој наводен закон, понекогаш наречен ''ефект на Блекет'', никогаш не бил општо прифатен, а до 1950-тите дури и Блекет сметал дека е побиен.<ref>{{Наведено списание|last=Lovell|first=B.|date=1975|title=Patrick Maynard Stuart Blackett, Baron Blackett, of Chelsea. 18 November 1897 – 13 July 1974|journal=Biographical Memoirs of Fellows of the Royal Society|volume=21|pages=1–115|doi=10.1098/rsbm.1975.0001|jstor=769678}}</ref>  Во 1960-тите, било предложено дека белите џуџиња би можеле да имаат магнетни полиња поради зачувување на вкупниот површински [[магнетен тек]] што постоел во неговата зачетна ѕвездена фаза.<ref>{{Наведено списание|last=Landstreet|first=John D.|date=1967|title=Synchrotron radiation of neutrinos and its astrophysical significance|journal=Physical Review|volume=153|issue=5|pages=1372–1377|bibcode=1967PhRv..153.1372L|doi=10.1103/PhysRev.153.1372}}</ref> Површинско магнетно поле од  100 Гаус (0,01&nbsp;Т) во зачетната ѕвезда на тој начин би станало површинско магнетно поле од 100·100 <sup>2</sup>&nbsp;= 1&nbsp;милиони гаус (100&nbsp;Т) еднаш радиусот на ѕвездата се намалил за 100.<ref>{{Наведено списание|last=Ginzburg|first=V. L.|last2=Zheleznyakov|first2=V. V.|last3=Zaitsev|first3=V. V.|date=1969|title=Coherent mechanisms of radio emission and magnetic models of pulsars|journal=Astrophysics and Space Science|volume=4|issue=4|pages=464–504|bibcode=1969Ap&SS...4..464G|doi=10.1007/BF00651351}}</ref>  Првото магнетно бело џуџе кое било откриено било GJ 742 (исто така познато како {{Безпрелом|GRW +70 8247}}), кое било идентификувано од Џејмс Кемп, Џон Сведлунд, Џон Ландстрит и Роџер Ангел во 1970 година дека е домаќин на магнетно поле со неговата емисија на кружно поларизирана светлина.<ref>
{{Наведено списание|last=Kemp|first=J.C.|last2=Swedlund|first2=J.B.|last3=Landstreet|first3=J.D.|last4=Angel|first4=J.R.P.|date=1970|title=Discovery of circularly polarized light from a white dwarf|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=161|page=L77|bibcode=1970ApJ...161L..77K|doi=10.1086/180574|doi-access=free}}
</ref> Се смета дека има површинско поле од приближно 300&nbsp;милиони гаус (30&nbsp;kT).

Од 1970 година, магнетните полиња биле откриени во повеќе од 200 бели џуџиња, кои се движат од {{Вред|2}} до 109 гаус (0,2&nbsp;Т до 100&nbsp;kT).<ref>
{{Наведено списание|last=Ferrario|first=Lilia|last2=de Martino|first2=Domtilla|last3=Gaensicke|first3=Boris|date=2015|title=Magnetic white dwarfs|journal=[[Space Science Reviews]]|volume=191|issue=1–4|pages=111–169|arxiv=1504.08072|bibcode=2015SSRv..191..111F|doi=10.1007/s11214-015-0152-0}}
</ref> Големиот број на моментално познати магнетни бели џуџиња се должи на фактот дека повеќето бели џуџиња се идентификувани со спектроскопија со ниска резолуција, која може да открие присуство на магнетно поле од 1&nbsp;мегагаус или повеќе. Така, основниот процес на идентификација понекогаш резултира со откривање на магнетни полиња.<ref>
{{Наведено списание|last=Kepler|first=S.O.|last2=Pelisoli|first2=I.|last3=Jordan|first3=S.|last4=Kleinman|first4=S.J.|last5=Koester|first5=D.|last6=Kuelebi|first6=B.|last7=Pecanha|first7=V.|last8=Castanhiera|first8=B.G.|last9=Nitta|first9=A.|date=2013|title=Magnetic white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=429|issue=4|pages=2934–2944|arxiv=1211.5709|bibcode=2013MNRAS.429.2934K|doi=10.1093/mnras/sts522|doi-access=free}}
</ref> Се проценува дека најмалку 10% од белите џуџиња имаат полиња поголеми од 1&nbsp;милиони гаус (100&nbsp;Т).<ref>
{{Наведено списание|last=Landstreet|first=J.D.|last2=Bagnulo|first2=S.|last3=Valyavin|first3=G.G.|last4=Fossati|first4=L.|last5=Jordan|first5=S.|last6=Monin|first6=D.|last7=Wade|first7=G.A.|date=2012|title=On the incidence of weak magnetic fields in DA white dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=545|issue=A30|pages=9pp|arxiv=1208.3650|bibcode=2012A&A...545A..30L|doi=10.1051/0004-6361/201219829}}
</ref><ref>
{{Наведено списание|last=Liebert|first=James|last2=Bergeron|first2=P.|last3=Holberg|first3=J. B.|date=2003|title=The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs|journal=The Astronomical Journal|volume=125|issue=1|pages=348–353|arxiv=astro-ph/0210319|bibcode=2003AJ....125..348L|doi=10.1086/345573}}</ref>

Високо магнетизираното бело џуџе во бинарниот систем AR Скорпија било идентификувано во 2016 година како првиот [[пулсар]] во кој компактниот објект е бело џуџе наместо неутронска ѕвезда.<ref>
{{Наведено списание|last=Buckley|first=D.A.H.|last2=Meintjes|first2=P.J.|last3=Potter|first3=S.B.|last4=Marsh|first4=T.R.|last5=Gänsicke|first5=B.T.|date=2017-01-23|title=Polarimetric evidence of a white dwarf pulsar in the binary system AR Scorpii|journal=[[Nature Astronomy]]|language=en|volume=1|issue=2|page=0029|arxiv=1612.03185|bibcode=2017NatAs...1E..29B|doi=10.1038/s41550-016-0029}}
</ref>

==== Хемиски врски ====
Магнетните полиња во белото џуџе може да овозможат постоење на нов тип на [[хемиска врска]], нормално парамагнетно поврзување, покрај [[Јонска врска|јонските]] и [[Ковалентна врска|ковалентни врски]], што резултира со она што првично било опишано како „магнетизирана материја“ во истражувањето објавено во 2012 година.<ref>
{{Наведени вести|url=http://www.nature.com/news/stars-draw-atoms-closer-together-1.11045|title=Stars draw atoms closer together|last=Merali|first=Zeeya|date=19 July 2012|work=[[Nature (journal)|Nature]]|access-date=21 July 2012|archive-url=https://web.archive.org/web/20120720200709/http://www.nature.com/news/stars-draw-atoms-closer-together-1.11045|archive-date=20 July 2012|department=Nature News & Comment|doi=10.1038/nature.2012.11045}}
</ref>

== Варијабилност ==
{| class="wikitable" style="float: right"
|+Видови на пулсирачко бело џуџе <ref>
{{Наведена мрежна страница|url=http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/ezz.htx|title=ZZ Ceti variables|work=Centre deDonnées astronomiques de Strasbourg|publisher=Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables|archive-url=https://web.archive.org/web/20070205132930/http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/ezz.htx|archive-date=5 February 2007|accessdate=6 June 2007}}
</ref><ref name="quirion">{{Наведено списание|last=Quirion|first=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> 
|'''DAV''' ( ОКПЅ): ''ZZA'')
| DA спектрален тип, има само [[Спектрална линија|линии за апсорпција]] на водород во својот спектар
|-
| '''DBV''' (ОКПЅ: ''ZZB'')
| Спектрален тип DB, има само линии за апсорпција на [[хелиум]] во својот спектар
|-
| '''GW Vir''' (ОКПЅ: ''ZZO'')
| Атмосфера претежно C, He и O; може да се подели на '''DOV''' и '''PNNV''' ѕвезди
|}
Раните пресметки сугерирале дека можеби постојат бели џуџиња чија сјајност [[Променлива ѕвезда|варира]] во период од околу 10 секунди, но пребарувањата во 1960-тите не успеале да го забележат тоа.<ref>{{Наведено списание|last=Lawrence|first=G. M.|last2=Ostriker|first2=J. P.|last3=Hesser|first3=J. E.|date=1967|title=Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3c 273, and Scorpius XR-1|journal=The Astrophysical Journal|volume=148|pages=L161|bibcode=1967ApJ...148L.161L|doi=10.1086/180037}}</ref> Првото променливо бело џуџе кое било пронајдено било HL Tau 76; во 1965 и 1966 година, и било забележано дека варира со период од приближно 12,5&nbsp;минути.<ref>{{Наведено списание|last=Landolt|first=A. U.|date=1968|title=A New Short-Period Blue Variable|journal=The Astrophysical Journal|volume=153|page=151|bibcode=1968ApJ...153..151L|doi=10.1086/149645|doi-access=free}}</ref> Причината за овој период да биде подолг од предвиденото е дека варијабилноста на HL Tau 76, како онаа на другите познати пулсирачки променливи бели џуџиња, произлегува од пулсирањата на нерадијалните гравитациски бранови. Познати типови на пулсирачко бело џуџе ги вклучуваат ѕвездите ''DAV'', или ''ZZ Кит'', вклучително и HL Бик 76, со атмосфери во кои доминира водород и спектрален тип DA; ''DBV'', или ''V777 Her'' ѕвезди, со атмосфери во кои доминира хелиум и спектрален тип DB; и ''GW Vir ѕвезди'', понекогаш поделени на ''DOV'' и ''PNNV'' ѕвезди, со атмосфери во кои доминираат хелиум, јаглерод и кислород.<ref>{{Наведено списание|last=Nagel|first=T.|last2=Werner|first2=K.|date=2004|title=Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG&nbsp;1159 star HE&nbsp;1429-1209|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=426|issue=2|pages=L45|arxiv=astro-ph/0409243|bibcode=2004A&A...426L..45N|doi=10.1051/0004-6361:200400079}}</ref> Ѕвездите GW Vir не се, строго кажано, бели џуџиња, туку се ѕвезди кои се во позиција на [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм]] помеѓу асимптотичната џиновска гранка и регионот на бело џуџе. Тие може да се наречат ''пред-бели џуџиња''.<ref>{{Наведено списание|last=O'Brien|first=M. S.|date=2000|title=The Extent and Cause of the Pre–White Dwarf Instability Strip|journal=The Astrophysical Journal|volume=532|issue=2|pages=1078–1088|arxiv=astro-ph/9910495|bibcode=2000ApJ...532.1078O|doi=10.1086/308613}}</ref> Сите овие променливи покажуваат мали (1-30%) варијации во излезот на светлината, кои произлегуваат од суперпозиција на вибрациони режими со периоди од стотици до илјадници секунди. Набљудувањето на овие варијации дава астеросеизмолошки докази за внатрешноста на белите џуџиња.<ref>{{Наведено списание|last=Winget|first=D. E.|date=1998|title=Asteroseismology of white dwarf stars|journal=Journal of Physics: Condensed Matter|volume=10|issue=49|pages=11247–11261|bibcode=1998JPCM...1011247W|doi=10.1088/0953-8984/10/49/014}}</ref>

== Формирање ==

Се смета дека белите џуџиња ја претставуваат крајната точка на [[Ѕвезден развој|ѕвездениот развој]] за ѕвездите од главната низа со маса од околу 0,07 до 10&nbsp;{{Сончева маса}}.<ref name="evo">{{Наведено списание|last=Heger|first=A.|last2=Fryer|first2=C. L.|last3=Woosley|first3=S. E.|last4=Langer|first4=N.|last5=Hartmann|first5=D. H.|date=2003|title=How Massive Single Stars End Their Life|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=1|pages=288–300|arxiv=astro-ph/0212469|bibcode=2003ApJ...591..288H|doi=10.1086/375341}}</ref> Составот на произведеното бело џуџе ќе зависи од почетната маса на ѕвездата. Сегашните галактички модели сугерираат дека галаксијата Млечен Пат моментално содржи околу десет милијарди бели џуџиња.<ref>{{Наведено списание|last=Napiwotzki|first=Ralf|year=2009|title=The galactic population of white dwarfs|journal=Journal of Physics|series=Conference Series|volume=172|issue=1|page=012004|arxiv=0903.2159|bibcode=2009JPhCS.172a2004N|doi=10.1088/1742-6596/172/1/012004}}</ref>

=== Ѕвезди со многу мала маса ===
Доколку масата на ѕвезда од главната низа е помала од приближно половина од [[Сончева маса|сончевата маса]], таа никогаш нема да стане доволно жешка за да се запали и спои хелиум во нејзиното јадро.<ref name="Brown2011">{{Наведено списание|last=Brown|first=J. M.|last2=Kilic|first2=M.|last3=Brown|first3=W. R.|last4=Kenyon|first4=S. J.|date=2011|title=The binary fraction of low-mass white dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=730|page=67|arxiv=1101.5169|bibcode=2011ApJ...730...67B|doi=10.1088/0004-637X/730/2/67}}</ref> Се смета дека, за време на животен век што значително ја надминува староста на универзумот (околу 13.8&nbsp;милијарди години), таква ѕвезда на крајот ќе го изгори целиот свој водород, за некое време ќе стане [[сино џуџе]] и ќе го заврши својот развој како хелиумско бело џуџе составено главно од јадра на хелиум-4.<ref>{{Наведено списание|last=Laughlin|first=G.|last2=Bodenheimer|first2=P.|last3=Adams|first3=Fred C.|date=1997|title=The End of the Main Sequence|journal=The Astrophysical Journal|volume=482|issue=1|pages=420–432|bibcode=1997ApJ...482..420L|doi=10.1086/304125|doi-access=free}}</ref> Поради многу долгото време кое трае при овој процес, се смета дека не е потеклото на набљудуваните хелиумски бели џуџиња. Наместо тоа, се смета дека тие се производ на загуба на маса во двојни системи <ref name="sj">{{Наведена мрежна страница|url=http://star.arm.ac.uk/~csj/pus/astnow/astnow.html|title=Stars Beyond Maturity|last=Jeffery, Simon|archive-url=https://web.archive.org/web/20150404004046/http://star.arm.ac.uk/~csj/pus/astnow/astnow.html|archive-date=4 April 2015|accessdate=3 May 2007}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Sarna|first=M. J.|last2=Ergma|first2=E.|last3=Gerškevitš|first3=J.|date=2001|title=Helium core white dwarf evolution – including white dwarf companions to neutron stars|journal=Astronomische Nachrichten|volume=322|issue=5–6|pages=405–410|bibcode=2001AN....322..405S|doi=10.1002/1521-3994(200112)322:5/6<405::AID-ASNA405>3.0.CO;2-6}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Benvenuto|first=O. G.|last2=De Vito|first2=M. A.|date=2005|title=The formation of helium white dwarfs in close binary systems – II|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=362|issue=3|pages=891–905|bibcode=2005MNRAS.362..891B|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09315.x|doi-access=free}}</ref> или губење на маса поради голем планетарен придружник.<ref>{{Наведено списание|last=Nelemans|first=G.|last2=Tauris|first2=T. M.|date=1998|title=Formation of undermassive single white dwarfs and the influence of planets on late stellar evolution|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=335|pages=L85|arxiv=astro-ph/9806011|bibcode=1998A&A...335L..85N}}</ref><ref>{{Наведен нестручен часопис|access-date=18 September 2017}}</ref>

=== Ѕвезди со мала до средна маса ===
Доколку масата на ѕвезда од главната низа е помеѓу 0,5 и 8&nbsp;{{Сончева маса}},<ref name="Woolsey2002">{{Наведено списание|last=Woosley|first=S. E.|last2=Heger|first2=A.|last3=Weaver|first3=T. A.|date=2002|title=The evolution and explosion of massive stars|journal=Reviews of Modern Physics|volume=74|issue=4|pages=1015–1071|bibcode=2002RvMP...74.1015W|doi=10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref> неговото јадро ќе стане доволно жешко за да го спои хелиумот во [[јаглерод]] и [[кислород]] преку [[Троен алфа-процес|тројниот алфа-процес]], но никогаш нема да стане доволно жешко за да го спои јаглеродот во [[неон]]. Приближно до крајот на периодот во кој се подложува на реакции на соединување, таквата ѕвезда ќе има јадро на јаглерод-кислород што не подлежи на реакции на соединување, опкружено со внатрешна обвивка што гори со хелиум и надворешна обвивка што гори водород. На [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм]], ќе се најде на асимптотичната џиновска гранка. Потоа ќе го исфрли најголемиот дел од својот надворешен материјал, создавајќи [[планетарна маглина]], додека не остане само јадрото јаглерод-кислород. Овој процес е одговорен за јаглерод-кислород бели џуџиња кои го формираат огромното мнозинство на забележани бели џуџиња.<ref name="vd1">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.vikdhillon.staff.shef.ac.uk/teaching/phy213/phy213_lowmass.html|title=The evolution of low-mass stars|last=Dhillon, Vik|series=lecture notes, Physics 213|publisher=University of Sheffield|archive-url=https://web.archive.org/web/20121107125754/http://www.vikdhillon.staff.shef.ac.uk/teaching/phy213/phy213_lowmass.html|archive-date=7 November 2012|accessdate=3 May 2007}}</ref><ref name="vd2">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.vikdhillon.staff.shef.ac.uk/teaching/phy213/phy213_highmass.html|title=The evolution of high-mass stars|last=Dhillon, Vik|series=lecture notes, Physics 213|publisher=University of Sheffield|archive-url=https://web.archive.org/web/20121107125747/http://www.vikdhillon.staff.shef.ac.uk/teaching/phy213/phy213_highmass.html|archive-date=7 November 2012|accessdate=3 May 2007}}</ref>

=== Ѕвезди со средна до висока маса ===
Доколку ѕвездата е доволно масивна, нејзиното јадро на крајот ќе стане доволно жешко за да го спои јаглеродот со неон, а потоа и да го спои неонот со железото. Таквата ѕвезда нема да стане бело џуџе, бидејќи масата на нејзиното централно јадро што не се спојува, првично поддржано од притисокот на дегенерација на електрони, на крајот ќе ја надмине најголемата можна маса што може да се поддржи со притисок на дегенерација. Во овој момент, јадрото на ѕвездата ќе се [[Гравитациски колапс|сруши]] и ќе експлодира во [[супернова]] со колапс на јадрото[[Супернова|,]] која зад себе ќе остави остаток на неутронска ѕвезда, [[црна дупка]] или евентуално поегзотична форма на компактна ѕвезда.<ref>{{Наведено списание|last=Schaffner-Bielich|first=Jürgen|date=2005|title=Strange quark matter in stars: A general overview|journal=Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics|volume=31|issue=6|pages=S651–S657|arxiv=astro-ph/0412215|bibcode=2005JPhG...31S.651S|doi=10.1088/0954-3899/31/6/004}}</ref> Некои ѕвезди од главната низа, можеби од 8 до 10&nbsp;{{Сончева маса}}, иако се доволно масивни за спојување на јаглерод со неон и магнезиум, може да бидат недоволно масивни за да го спојат неонот. Таквата ѕвезда може да остави остаток на бело џуџе главно составено од [[кислород]], неон и [[магнезиум]], под услов нејзиното јадро да не се урне и под услов соединувањето да не се одвива толку насилно што да ја разнесе ѕвездата во [[супернова]].<ref>{{Наведено списание|last=Nomoto|first=K.|date=1984|title=Evolution of 8–10&nbsp;solar mass stars toward electron capture supernovae. I – Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores|journal=The Astrophysical Journal|volume=277|page=791|bibcode=1984ApJ...277..791N|doi=10.1086/161749|doi-access=free}}</ref> Иако се идентификувани неколку бели џуџиња кои можат да бидат од овој тип, повеќето докази за постоењето на таквите доаѓаат од новите наречени ''ONeMg'' или ''неонски'' нови. Спектрите на овие [[Нова|нови]] покажуваат изобилство на неон, магнезиум и други елементи со средна маса, кои се чини дека се објаснуваат само со акредитација на материјал на бело џуџе кислород-неон-магнезиум.<ref>{{Наведено списание|last=Werner|first=K.|last2=Rauch|first2=T.|last3=Barstow|first3=M. A.|last4=Kruk|first4=J. W.|date=2004|title=Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H?1504+65|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=421|issue=3|pages=1169–1183|arxiv=astro-ph/0404325|bibcode=2004A&A...421.1169W|doi=10.1051/0004-6361:20047154}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Livio|first=Mario|last2=Truran|first2=James W.|date=1994|title=On the interpretation and implications of nova abundances: An abundance of riches or an overabundance of enrichments|journal=The Astrophysical Journal|volume=425|page=797|bibcode=1994ApJ...425..797L|doi=10.1086/174024|doi-access=free}}</ref>

=== Тип Iax-супернова ===
Суперновите од типот Iax, кои вклучуваат аккреција на хелиум од бело џуџе, се предложени да бидат канал за трансформација на овој тип ѕвезден остаток. Во ова сценарио, јаглеродната детонација произведена во супернова од типот Ia е премногу слаба за да го уништи белото џуџе, исфрлајќи само мал дел од неговата маса, но произведува асиметрична експлозија што ја удира ѕвездата, често позната како ''зомби ѕвезда'', до големи брзини на [[Ѕвездена кинематика|ѕвезда со хипербрзина]]. Материјата обработена во неуспешната детонација повторно се акредитира од белото џуџе со најтешките елементи како што е [[железо]]то што паѓаат до неговото јадро каде што се акумулира.<ref name="ironcore">{{Наведено списание|last=Jordan|first=George C. IV.|last2=Perets|first2=Hagai B.|last3=Fisher|first3=Robert T.|last4=van Rossum|first4=Daniel R.|date=2012|title=Failed-detonation Supernovae: Subluminous Low-velocity Ia Supernovae and their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-rich Cores|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=761|issue=2|pages=L23|arxiv=1208.5069|bibcode=2012ApJ...761L..23J|doi=10.1088/2041-8205/761/2/L23}}</ref> Овие бели џуџиња со железо би биле помали од јаглерод-кислородот со слична маса и би се оладиле и кристализирале побрзо од нив.<ref name="ironcore2">{{Наведено списание|last=Panei|first=J. A.|last2=Althaus|first2=L. G.|last3=Benvenuto|first3=O. G.|date=2000|title=The evolution of iron-core white dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=312|issue=3|pages=531–539|arxiv=astro-ph/9911371|bibcode=2000MNRAS.312..531P|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03236.x|doi-access=free}}</ref>

== Судбина ==
[[Податотека:White_Dwarf_Ages.ogv|мини|Концептот на уметникот за стареење на бело џуџе]]
[[Податотека:Whitedwarfsevolution.png|мини|Внатрешни структури на бели џуџиња. Лево е новоформираното бело џуџе, во средина е бело џуџе што се лади и кристализира, а десно е црно џуџе.]]
Белото џуџе е стабилно откако ќе се формира и ќе продолжи да се лади речиси неодредено, за на крајот да стане црно џуџе. Претпоставувајќи дека [[вселена]]та продолжува да се шири, се смета дека за 10<sup>19</sup> до 10<sup>20</sup> години, [[Галаксија|галаксиите]] ќе испарат додека нивните [[Ѕвезда|ѕвезди]] ќе избегаат во меѓугалактичкиот простор.<ref name="fate">{{Наведено списание|last=Adams|first=Fred C.|last2=Laughlin|first2=Gregory|date=1997|title=A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=2|pages=337–372|arxiv=astro-ph/9701131|bibcode=1997RvMP...69..337A|doi=10.1103/RevModPhys.69.337}}</ref> Белите џуџиња генерално треба да ја преживеат галактичката дисперзија, иако повремен судир меѓу белите џуџиња може да произведе нова ѕвезда што се [[Јадрено соединување|спојува]] или бело џуџе од суперчандрасекарова маса, кое ќе експлодира во супернова од типот Ia. Се смета дека последователниот животен век на белите џуџиња е според хипотетичкиот животен век на [[протон]]от, за кој се знае дека е најмалку 10 <sup>34</sup>-10 <sup>35</sup> години. Некои теории на големото обединување предвидуваат животен век на протонот помеѓу 10<sup>30</sup> и 10<sup>36</sup> години. Ако овие теории не се валидни, протонот сепак може да се распадне со сложени јадрени реакции или преку квантни гравитациски процеси кои вклучуваат виртуелни црни дупки; во овие случаи, се проценува дека животниот век не е повеќе од 10<sup>200</sup> години. Ако протоните навистина се распаѓаат, масата на белото џуџе ќе се намалува многу бавно со текот на времето додека неговите јадра се распаѓаат, сè додека не изгуби доволно маса за да стане неизродена грутка материја, и конечно целосно да исчезне.

Белото џуџе, исто така, може да биде канибализирано или испарувано од придружна ѕвезда, предизвикувајќи белото џуџе да изгуби толку многу маса што да стане објект со планетарна маса. Резултирачкиот објект, кој орбитира околу поранешната придружничка, веже ѕвезда домаќин, може да биде планета со хелиум или дијамантска планета.<ref name="2007ApJ...669.1279S">{{Наведено списание|last=Seager|first=S.|last2=Kuchner|first2=M.|last3=Hier-Majumder|first3=C.|last4=Militzer|first4=B.|date=19 July 2007|title=Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets|journal=The Astrophysical Journal|publication-date=November 2007|volume=669|issue=2|pages=1279–1297|arxiv=0707.2895|bibcode=2007ApJ...669.1279S|doi=10.1086/521346}}</ref><ref name="TIME-2011-08-26">{{Наведен нестручен часопис|access-date=18 June 2015}}</ref>

== Отпаднати дискови и планети ==
[[Податотека:Artist’s_impression_of_debris_around_a_white_dwarf_star.jpg|мини|Впечаток на уметникот за остатоци околу бело џуџе <ref>{{Наведени вести|url=http://www.spacetelescope.org/images/heic1309a/|title=Hubble finds dead stars "polluted" with planetary debris|work=ESA/Hubble Press Release|access-date=10 May 2013|archive-url=https://web.archive.org/web/20130609084315/http://www.spacetelescope.org/images/heic1309a/|archive-date=9 June 2013}}</ref>]]
[[Податотека:Comet_falling_into_white_dwarf.jpg|лево|мини| Комета паѓа во бело џуџе (впечаток на уметникот) <ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.spacetelescope.org/images/heic1703a/|title=Comet falling into white dwarf (artist's impression)|work=www.spacetelescope.org|archive-url=https://web.archive.org/web/20170215024452/https://www.spacetelescope.org/images/heic1703a/|archive-date=15 February 2017|accessdate=14 February 2017}}</ref>]]
[[Ѕвезден систем|Ѕвездениот]] и [[Планетарен систем|планетарниот систем]] на белото џуџе е наследен од неговата зачетна ѕвезда и може да комуницира со белото џуџе на различни начини. Постојат неколку индикации дека белото џуџе има остаток на планетарен систем.

Најчестиот забележлив доказ за остаток на планетарен систем е загадувањето на спектарот на бело џуџе со [[Металичност|металични]] линии на насобирање. 27-50% од белите џуџиња покажуваат спектар загаден со метали,<ref>{{Наведено списание|last=Koester|first=D.|last2=Gänsicke|first2=B. T.|last3=Farihi|first3=J.|date=2014-06-01|title=The frequency of planetary debris around young white dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=566|pages=A34|arxiv=1404.2617|bibcode=2014A&A...566A..34K|doi=10.1051/0004-6361/201423691|issn=0004-6361}}</ref> но овие тешки елементи се сместуваат во атмосферата на белите џуџиња постудени од 20.000 К. Најшироко прифатената хипотеза е дека ова загадување доаѓа од карпести тела кои се нарушени од [[Плимна сила|плима]].<ref>{{Наведено списание|last=Jura|first=M.|date=2008-05-01|title=Pollution of Single White Dwarfs by Accretion of Many Small Asteroids|journal=The Astronomical Journal|volume=135|issue=5|pages=1785–1792|arxiv=0802.4075|bibcode=2008AJ....135.1785J|doi=10.1088/0004-6256/135/5/1785|issn=0004-6256}}</ref><ref name=":2">{{Наведено списание|last=Debes|first=John H.|last2=Thévenot|first2=Melina|last3=Kuchner|first3=Marc J.|last4=Burgasser|first4=Adam J.|last5=Schneider|first5=Adam C.|last6=Meisner|first6=Aaron M.|last7=Gagné|first7=Jonathan|last8=Faherty|first8=Jacqueline K.|author-link8=Jackie Faherty|last9=Rees|first9=Jon M.|date=2019-02-19|title=A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Discovered via the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project|journal=The Astrophysical Journal|volume=872|issue=2|page=L25|arxiv=1902.07073|bibcode=2019ApJ...872L..25D|doi=10.3847/2041-8213/ab0426|issn=2041-8213|doi-access=free}}</ref> Првото набљудување на бело џуџе загадено со метал било од ван Манен <ref>{{Наведено списание|last=van Maanen|first=A.|date=1917-12-01|title=Two Faint Stars with Large Proper Motion|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=29|issue=172|page=258|bibcode=1917PASP...29..258V|doi=10.1086/122654|issn=0004-6280|doi-access=free}}</ref> во 1917 година во опсерваторијата Маунт Вилсон и денес е признаено како прв доказ за [[Вонсончева планета|вонсончеви планети]] во астрономијата.<ref name="Klein 61">{{Наведено списание|last=Klein|first=Beth L.|last2=Doyle|first2=Alexandra E.|last3=Zuckerman|first3=B.|last4=Dufour|first4=P.|last5=Blouin|first5=Simon|last6=Melis|first6=Carl|last7=Weinberger|first7=Alycia J.|last8=Young|first8=Edward D.|date=2021-06-01|title=Discovery of Beryllium in White Dwarfs Polluted by Planetesimal Accretion|journal=The Astrophysical Journal|volume=914|issue=1|page=61|arxiv=2102.01834|bibcode=2021ApJ...914...61K|doi=10.3847/1538-4357/abe40b|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Белото џуџе [[Ван Манен 2]] покажува железо, [[калциум]] и магнезиум во својата атмосфера,  но ван Манен погрешно ја класифицирал како најбледа [[Ѕвездена класификација|ѕвезда од типот F]] врз основа на калциумовите H- и K-линии.<ref>{{Наведено списание|last=Farihi|first=J.|date=2016-04-01|title=Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars|journal=New Astronomy Reviews|volume=71|pages=9–34|arxiv=1604.03092|bibcode=2016NewAR..71....9F|doi=10.1016/j.newar.2016.03.001|issn=1387-6473}}</ref> Се смета дека [[азот]]от кај белите џуџиња доаѓа од азотниот мраз на предметите од екстрасончевиот [[Кајперов Појас|Кајперови Појас]], литиумот се смета дека доаѓа од материјалот од натрупаната кора, а берилиумот се смета дека доаѓа од вонсончевите месечини.

Помалку вообичаен доказ за набљудување е инфрацрвениот вишок поради рамен и оптички дебел остаточен диск, кој се наоѓа кај околу 1-4% од белите џуџиња. Првото бело џуџе со инфрацрвен вишок било откриено од Цукерман и Беклин во 1987 година во блиската инфрацрвена светлина околу Гиклас 29-38 <ref>{{Наведено списание|last=Zuckerman|first=B.|last2=Becklin|first2=E. E.|date=1987-11-01|title=Excess infrared radiation from a white dwarf—an orbiting brown dwarf?|journal=Nature|volume=330|issue=6144|pages=138–140|bibcode=1987Natur.330..138Z|doi=10.1038/330138a0|issn=0028-0836}}</ref> и подоцна било потврдено како остаточен диск.<ref name=":3">{{Наведено списание|last=Reach|first=William T.|last2=Kuchner|first2=Marc J.|last3=Von Hippel|first3=Ted|last4=Burrows|first4=Adam|last5=Mullally|first5=Fergal|last6=Kilic|first6=Mukremin|last7=Winget|first7=D. E.|date=2005|title=The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38|journal=The Astrophysical Journal|volume=635|issue=2|page=L161|arxiv=astro-ph/0511358|bibcode=2005ApJ...635L.161R|doi=10.1086/499561}}</ref> Белите џуџиња кои се потопли од 27.000&nbsp;К ја сублимираат целата прашина формирана со плимно пореметување на карпесто тело, спречувајќи формирање на остаточен диск. Кај постудените бели џуџиња, карпестото тело може да биде плимно нарушено во близина на [[Рошова граница|Рошевата граница]] и да биде принудено во кружна орбита од Појнтинг-Робертсоновиот ефект, што е посилно за помалку масивни бели џуџиња. Појнтинг-Робертсоновиот ефект, исто така, ќе предизвика правот да орбитира сè поблиску и поблиску кон белото џуџе, додека на крајот не се сублимира и дискот не исчезне. Остаточниот диск ќе има животен век од околу неколку милиони години за белите џуџиња потопли од 10.000&nbsp;К. Постудените бели џуџиња може да имаат век на траење на дискот од неколку 10 милиони години, што е доволно време за плимно да се прекине второто карпесто тело и да се формира втор диск околу бело џуџе, како што се двата прстени околу LSPM J0207+3331.<ref>{{Наведено списание|last=Steckloff|first=Jordan K.|last2=Debes|first2=John|last3=Steele|first3=Amy|last4=Johnson|first4=Brandon|last5=Adams|first5=Elisabeth R.|last6=Jacobson|first6=Seth A.|last7=Springmann|first7=Alessondra|date=2021-06-01|title=How Sublimation Delays the Onset of Dusty Debris Disk Formation around White Dwarf Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=913|issue=2|pages=L31|arxiv=2104.14035|bibcode=2021ApJ...913L..31S|doi=10.3847/2041-8213/abfd39|issn=0004-637X|pmc=8740607|pmid=35003618|doi-access=free}}</ref>

Најмалку вообичаени забележливи докази за планетарни системи се откриени големи или помали планети. Единствено неколку џиновски планети и неколку помали планети се познати околу белите џуџиња.<ref name=":4">{{Наведена книга|title=Planetary Systems Around White Dwarfs|last=Veras|first=Dimitri|date=2021-10-01|bibcode=2021orel.bookE...1V}}</ref> Тоа е растечки список со откритија на околу 6 вонсончеви планети кои се очекуваат со Гаја.<ref>{{Наведено списание|last=Sanderson|first=Hannah|last2=Bonsor|first2=Amy|last3=Mustill|first3=Alexander J|date=2022-06-01|title=The galactic population of white dwarfs|journal=Journal of Physics: Conference Series|volume=172|issue=1|page=012004|arxiv=0903.2159|bibcode=2009JPhCS.172a2004N|doi=10.1088/1742-6596/172/1/012004}}</ref> ввонсончевите планети со [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|ВТЏВ]] се очекува да бидат <4 <ref>{{Наведено списание|last=Mullally|first=Susan Elizabeth|last2=Mullally|first2=Fergal|last3=Albert|first3=Loic|last4=Barclay|first4=Thomas|last5=Debes|first5=John Henry|last6=Kilic|first6=Mukremin|last7=Kuchner|first7=Marc Jason|last8=Quintana|first8=Elisa V.|last9=Reach|first9=William|year=2021|title=A Search for the Giant Planets that Drive White Dwarf Accretion|journal=JWST Proposal. Cycle 1|page=1911|bibcode=2021jwst.prop.1911M}}</ref> и 4–8.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.stsci.edu/jwst/science-execution/program-information.html?id=4403|title=The MIRI survey for Exoplanets Orbiting White-dwarfs (MEOW)|work=STScI.edu|language=en|accessdate=2023-05-15}}</ref>

Инфрацрвените спектроскопски набљудувања направени од вселенскиот телескоп Спицер на НАСА на средишната ѕвезда на [[Завојница (маглина)|маглината Завојница]] укажуваат на присуство на облак од прашина, кој може да биде предизвикан од судири на кометите. Можно е паѓањето на материјал од ова да предизвика емисија на Х-зраци од средишната ѕвезда.<ref>{{Наведени вести|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6357765.stm|title=Comet clash kicks up dusty haze|date=13 February 2007|work=BBC News|access-date=20 September 2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20070216010400/http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6357765.stm|archive-date=16 February 2007}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Su|first=K. Y. L.|last2=Chu|first2=Y.-H.|last3=Rieke|first3=G. H.|last4=Huggins|first4=P. J.|last5=Gruendl|first5=R.|last6=Napiwotzki|first6=R.|last7=Rauch|first7=T.|last8=Latter|first8=W. B.|last9=Volk|first9=K.|date=2007|title=A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?|journal=The Astrophysical Journal|volume=657|issue=1|pages=L41|arxiv=astro-ph/0702296|bibcode=2007ApJ...657L..41S|doi=10.1086/513018}}</ref> Слично на тоа, набљудувањата направени во 2004 година укажале на присуство на облак од прашина околу младенчето (се проценува дека се формирал од неговиот родоначалник АЏГ околу 500&nbsp;пред милиони години) бело џуџе G29-38, кое можеби е создадено со плимно нарушување на [[комета]] што минува блиску до белото џуџе.<ref name=":3"/> Некои проценки засновани на содржината на металичност во атмосферите на белите џуџиња сметаат дека најмалку 15% од нив може да орбитираат планети или [[астероид]]и, или барем нивни остатоци.<ref>{{Наведено списание|last=Sion, Edward M.|last2=Holberg, J.B.|last3=Oswalt, Terry D.|last4=McCook, George P.|last5=Wasatonic, Richard|date=2009|title=The White Dwarfs Within 20&nbsp;Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics|journal=The Astronomical Journal|volume=138|pages=1681–1689|arxiv=0910.1288|bibcode=2009AJ....138.1681S|doi=10.1088/0004-6256/138/6/1681}}</ref> Друга предложена идеја е дека белите џуџиња би можеле да бидат орбитирани од соголените јадра на [[Земјовидна планета|карпестите планети]], кои би ја преживеале фазата на црвениот џин на нивната ѕвезда, но ќе ги изгубат своите надворешни слоеви и, со оглед на тие планетарни остатоци, најверојатно, би биле направени од [[метал]]и, да се обидат да детектираат ги барајќи ги потписите на нивната интеракција со [[Магнетно поле|магнетното поле]] на белото џуџе.<ref>{{Наведено списание|last=Li, Jianke|last2=Ferrario, Lilia|last3=Wickramasinghe, Dayal|year=1998|title=Planets around White Dwarfs|journal=Astrophysical Journal Letters|volume=503|page=L151|bibcode=1998ApJ...503L.151L|doi=10.1086/311546|id=p. L51|doi-access=free}}</ref> Други предложени идеи за тоа како белите џуџиња се загадени со прашина вклучуваат расејување на астероиди од планети <ref>{{Наведено списание|last=Debes|first=John H.|last2=Walsh|first2=Kevin J.|last3=Stark|first3=Christopher|date=24 February 2012|title=The Link Between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal-Polluted White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=747|issue=2|page=148|arxiv=1201.0756|bibcode=2012ApJ...747..148D|doi=10.1088/0004-637X/747/2/148|issn=0004-637X}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Veras|first=Dimitri|last2=Gänsicke|first2=Boris T.|date=2015-02-21|title=Detectable close-in planets around white dwarfs through late unpacking|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=447|issue=2|pages=1049–1058|arxiv=1411.6012|bibcode=2015MNRAS.447.1049V|doi=10.1093/mnras/stu2475|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Frewen|first=S. F. N.|last2=Hansen|first2=B. M. S.|date=2014-04-11|title=Eccentric planets and stellar evolution as a cause of polluted white dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=439|issue=3|pages=2442–2458|arxiv=1401.5470|bibcode=2014MNRAS.439.2442F|doi=10.1093/mnras/stu097|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> или преку расејување планети-планети.<ref>{{Наведено списание|last=Bonsor|first=Amy|last2=Gänsicke|first2=Boris T.|last3=Veras|first3=Dimitri|last4=Villaver|first4=Eva|last5=Mustill|first5=Alexander J.|date=2018-05-21|title=Unstable low-mass planetary systems as drivers of white dwarf pollution|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=476|issue=3|pages=3939–3955|arxiv=1711.02940|bibcode=2018MNRAS.476.3939M|doi=10.1093/mnras/sty446|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Ослободувањето на вонсончевите месечини од нивната планета домаќин може да предизвика загадување на бело џуџе со прашина. Или ослободувањето може да предизвика расфрлање на астероиди кон белото џуџе или вонсончевата месечина може да се распрсне во [[Рошова граница|Рошевата граница]] на белото џуџе.<ref>{{Наведено списание|last=Gänsicke|first=Boris T.|last2=Holman|first2=Matthew J.|last3=Veras|first3=Dimitri|last4=Payne|first4=Matthew J.|date=2016-03-21|title=Liberating exomoons in white dwarf planetary systems|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=457|issue=1|pages=217–231|arxiv=1603.09344|bibcode=2016MNRAS.457..217P|doi=10.1093/mnras/stv2966|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Механизмот позади загадувањето на белите џуџиња во двојните системи бил исто така истражен бидејќи на овие системи им недостасува голема планета, но оваа идеја не може да го објасни присуството на прашина околу единечни бели џуџиња.<ref>{{Наведено списание|last=Rebassa-Mansergas|first=Alberto|last2=Xu (许偲艺)|first2=Siyi|last3=Veras|first3=Dimitri|date=2018-01-21|title=The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=473|issue=3|pages=2871–2880|arxiv=1708.05391|bibcode=2018MNRAS.473.2871V|doi=10.1093/mnras/stx2141|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Додека старите бели џуџиња покажуваат докази за натрупување прашина, белите џуџиња постари од ~ 1 милијарда години или >7000 K со правлив инфрацрвен вишок не биле откриени <ref>{{Наведено списание|last=Becklin|first=E. E.|last2=Zuckerman|first2=B.|last3=Farihi|first3=J.|date=10 February 2008|title=Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. I. Warm Dust at Metal-Rich Degenerates|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=674|issue=1|pages=431–446|arxiv=0710.0907|bibcode=2008ApJ...674..431F|doi=10.1086/521715|issn=0004-637X}}</ref> до откривањето на LSPM J0207+3331 во 2018 година, кое има старост на ладење од ~ 3 милијарди години. Белото џуџе покажува две правливи компоненти кои се објаснуваат со два прстени со различни температури.

Белото металично џуџе WD 1145+017 е првото бело џуџе кое било забележано со мала планета која се распаѓа и која поминува низ ѕвездата.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://news.nationalgeographic.com/2015/10/151021-zombie-dead-star-eats-asteroid-astronomy/|title=Zombie Star Caught Feasting on Asteroids|last=Lemonick|first=Michael D.|date=2015-10-21|work=National Geographic News|archive-url=https://web.archive.org/web/20151024081958/http://news.nationalgeographic.com/2015/10/151021-zombie-dead-star-eats-asteroid-astronomy/|archive-date=24 October 2015|accessdate=2015-10-22}}</ref><ref name=":1">{{Наведено списание|last=Vanderburg|first=Andrew|last2=Johnson|first2=John Asher|last3=Rappaport|first3=Saul|last4=Bieryla|first4=Allyson|last5=Irwin|first5=Jonathan|last6=Lewis|first6=John Arban|last7=Kipping|first7=David|last8=Brown|first8=Warren R.|last9=Dufour|first9=Patrick|date=2015-10-22|title=A disintegrating minor planet transiting a white dwarf|journal=Nature|language=en|volume=526|issue=7574|pages=546–549|arxiv=1510.06387|bibcode=2015Natur.526..546V|doi=10.1038/nature15527|pmid=26490620}}</ref> Распаѓањето на планетата генерира остаточен облак кој поминува пред ѕвездата на секои 4,5&nbsp;часа, предизвикувајќи 5-минутно затемнување на оптичката осветленост на ѕвездата.<ref name=":1" /> Длабочината на преминот е  променлива.

Џиновската планета WD J0914+1914b испарува од силното ултравиолетово зрачење на жешкото бело џуџе. Дел од испарениот материјал се спојува во гасовит диск околу белото џуџе. Слабата водородна линија, како и другите линии во спектарот на белото џуџе го откриле присуството на џиновската планета.<ref name="Gänsicke">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1919/eso1919a.pdf|title=Accretion of a giant planet onto a white dwarf|last=Gänsicke|first=Boris T.|last2=Schreiber|first2=Matthias R.|work=ESO|archive-url=https://web.archive.org/web/20191204215002/https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1919/eso1919a.pdf|archive-date=4 December 2019|accessdate=2019-12-11|last3=Toloza|first3=Odette|last4=Gentile Fusillo|first4=Nicola P.|last5=Koester|first5=Detlev|last6=Manser|first6=Christopher J.}}</ref>

Белото џуџе WD 0145+234 покажува осветленост во средно-инфрацрвеното светло, што се гледа во податоците на NEOWISE. Осветлувањето не се гледа пред 2018 година. Се толкува како [[Рошова граница|плимно пореметување]] на егзоастероид, како прввиот забележан таков настан.<ref name=":5">{{Наведен arXiv|last1=Wang|title=An On-going Mid-infrared Outburst in the White Dwarf 0145+234: Catching in Action of Tidal Disruption of an Exoasteroid?|eprint=1910.04314}}</ref>

WD 1856+534 е првата и единствена голема планета која транзитира околу бело џуџе (од 2022 година).

[[GD 140]] и LAWD 37 се смета дека имаат џиновски вонсончеви планети поради аномалија во правилното движење [[Хипаркос]]-Гаја. За GD 140 постои сомнеж дека е планета неколку пати помасивна од Јупитер, а за LAWD 37 дека е планета со помала маса од Јупитер.<ref>{{Наведено списание|last=Kervella|first=Pierre|last2=Arenou|first2=Frédéric|last3=Mignard|first3=François|last4=Thévenin|first4=Frédéric|date=2019-03-01|title=Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019A&A...623A..72K|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=623|pages=A72|arxiv=1811.08902|bibcode=2019A&A...623A..72K|doi=10.1051/0004-6361/201834371|issn=0004-6361}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Kervella|first=Pierre|last2=Arenou|first2=Frédéric|last3=Thévenin|first3=Frédéric|date=2022-01-01|title=Stellar and substellar companions from Gaia EDR3. Proper-motion anomaly and resolved common proper-motion pairs|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022A&A...657A...7K|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=657|pages=A7|arxiv=2109.10912|bibcode=2022A&A...657A...7K|doi=10.1051/0004-6361/202142146|issn=0004-6361}}</ref> Дополнително, за WD 0141-675 постои сомнеж дека е супер-Јупитер со орбитален период од 33,65 дена врз основа на астрометријата на Гаја. Ова е извонредно затоа што WD 0141-675 е загадено со метали и долго време постои сомнеж дека бели џуџиња загадени со метал се домаќини на џиновски планети кои ги нарушуваат орбитите на помалите планети, предизвикувајќи загадување.<ref>{{Наведено списание|last=Gaia Collaboration|last2=Arenou|first2=F.|last3=Babusiaux|first3=C.|last4=Barstow|first4=M. A.|last5=Faigler|first5=S.|last6=Jorissen|first6=A.|last7=Kervella|first7=P.|last8=Mazeh|first8=T.|last9=Mowlavi|first9=N.|date=2023|title=''Gaia'' Data Release 3|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=674|pages=A34|arxiv=2206.05595|doi=10.1051/0004-6361/202243782}}</ref> И GD 140 и WD 0141 ќе бидат набљудувани со [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“]] во циклусот 2 со цел да се открие инфрацрвениот вишок предизвикан од планетите.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.stsci.edu/home/jwst/science-execution/approved-programs/general-observers/cycle-2-go|title=CYCLE 2 GO|work=STScI.edu|language=en|accessdate=2023-05-15}}</ref> Сепак, било откриено дека планетата кандидат на WD 0141-675 е лажна, предизвикана од софтверска грешка.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr3-known-issues|title=Gaia DR3 known issues|date=5 May 2023|publisher=[[ESA]]|accessdate=8 August 2023|quote=During validation of epoch astrometry for Gaia DR4, an error was discovered, that had already had an impact on the Gaia DR3 non-single star results. [...] We can conclude that the solutions for [...] WD 0141-675 [...] are false-positives as far as Gaia non-single star processing is concerned.}}</ref>

Истражувањето на [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“]] на четири бели џуџиња загадени со метал открило две директно снимени кандидати за вонсончеви планети со маса од 1-7&nbsp;{{Јупитерова маса}}. Првата орбитира околу WD 1202−232 (LP 852-7), а другата околу WD 2105−82 (LAWD 83). Доколку се потврди тоа, тие ќе бидат првите директно снимени планети кои најверојатно настанале од материјал од околните ѕвездени дискови, што претставува ново население на директно снимени џиновски планети кои се послични на [[Џиновска планета|џиновите од Сончевиот Систем]] по возраст, а веројатно и во нивната атмосфера. Потврдата ќе биде можна преку заедничкиот [[Сопствено движење|правилен метод на движење]] со [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“]].<ref>{{Наведено списание|last=Mullally|first=Susan E.|last2=Debes|first2=John|last3=Cracraft|first3=Misty|last4=Mullally|first4=Fergal|last5=Poulsen|first5=Sabrina|last6=Albert|first6=Loic|last7=Thibault|first7=Katherine|last8=Reach|first8=William T.|last9=Hermes|first9=J. J.|date=24 Jan 2024|title=JWST Directly Images Giant Planet Candidates Around Two Metal-Polluted White Dwarf Stars|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=962|issue=2|pages=L32|arxiv=2401.13153|bibcode=2024ApJ...962L..32M|doi=10.3847/2041-8213/ad2348|doi-access=free}}</ref>

Во 2024 година било откриено дека белото џуџе во системот PHL 5038AB е загадено со калциум од карпестиот материјал. Белото џуџе е орбитирано од [[кафеаво џуџе]], кое било откриено во 2009 година. Ова се смета за можеби првиот случај на поврзување на загадувањето од бело џуџе со присуството на подѕвезден објект. Се смета дека орбитите на [[планетезимал]]ите се нарушени од кафеавото џуџе, што предизвикува загадување на белото џуџе.<ref>{{Наведено списание|last=Casewell|first=S. L.|last2=Debes|first2=J.|last3=Dupuy|first3=T. J.|last4=Dufour|first4=P.|last5=Bonsor|first5=A.|last6=Rebassa-Mansergas|first6=A.|last7=Murillo-Ojeda|first7=R.|last8=French|first8=J. R.|last9=Xu|first9=Siyi (许偲艺)|date=8 Apr 2024|title=PHL 5038AB: Is the brown dwarf causing pollution of its white dwarf host star?|journal=MNRAS|volume=530|issue=3|pages=3302–3309|arxiv=2404.05488|doi=10.1093/mnras/stae974|doi-access=free}}</ref>

Во 2024 година бил пронајден кандидат за планета околу масивното бело џуџе GALEX J071816.4+373139 со помош на Гаја и Спицер. Кандидатот има маса од околу 3,6 {{Јупитерова маса}}, има температура од околу 400 келвини (127&nbsp;°C; 260&nbsp;°F). Белото џуџе има маса од 1.29 {{Solar mass|link=true}}и веројатно е кислородно-неонско бело џуџе.<ref>{{Наведување|last=Cheng|first=Sihao|title=A Candidate Giant Planet Companion to the Massive, Young White Dwarf GALEX J071816.4+373139 Informs the Occurrence of Giant Planets Orbiting B Stars|date=2024-08-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024arXiv240803985C/abstract|access-date=2024-08-18|doi=10.48550/arXiv.2408.03985|last2=Schlaufman|first2=Kevin C.|last3=Caiazzo|first3=Ilaria}}</ref>

== Живеалиште ==
Предложено е дека бели џуџиња со површинска температура помала од 10.000&nbsp;К би можело да имаат[[животопогоден појас]] на растојание од в.&nbsp;0,005 до 0,02&nbsp;[[Астрономска единица|АЕ]] што би траело нагоре од 3&nbsp;милијарди години. Ова е толку блиску што сите планети погодни за живот би биле [[Синхроно вртење|плимно заклучени]]. Целта е да се бараат [[Премин (астрономија)|премини]] на хипотетички планети слични на Земјата кои би можеле да мигрираат навнатре или да се формираат таму. Бидејќи белото џуџе има големина слична на онаа на планетата, ваквите [[Премин (астрономија)|премини]] би предизвикале силни затемнувања.<ref>{{Наведено списание|last=Agol|first=Eric|date=2011|title=Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=635|issue=2|pages=L31|arxiv=1103.2791|bibcode=2011ApJ...731L..31A|doi=10.1088/2041-8205/731/2/L31}}</ref> Поновите истражувања фрлаат одредени сомнежи за оваа идеја, имајќи предвид дека блиските орбити на тие хипотетички планети околу нивните матични ѕвезди би ги подложиле на силни [[Плимна сила|плимни сили]] кои би можеле да ги направат непогодни за живеење со активирање на [[Ефект на стаклена градина|ефектот на стаклена градина]].<ref>{{Наведено списание|last=Barnes|first=Rory|last2=Heller|first2=René|date=2011|title=Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary|journal=Astrobiology|volume=13|issue=3|pages=279–291|arxiv=1211.6467|bibcode=2013AsBio..13..279B|doi=10.1089/ast.2012.0867|pmc=3612282|pmid=23537137}}</ref> Друго предложено ограничување за оваа идеја е потеклото на тие планети. Доколку се остави настрана формирањето од [[Насобирачки диск|насобирачкиот диск]] што го опкружува белото џуџе, постојат два начини на кои планетата би можела да заврши во блиска орбита околу ѕвезди од овој вид: со тоа што ќе преживее да биде зафатена од ѕвездата за време на нејзината фаза на црвен џин, а потоа да се спира навнатре или навнатре. Првиот случај е неверодостоен за телата со мала маса, бидејќи тие веројатно нема да преживеат кога ќе бидат апсорбирани од нивните ѕвезди. Во вториот случај, планетите би морале да исфрлат толку многу орбитална енергија како топлина, преку плимните интеракции со белото џуџе, што најверојатно би завршиле како жар што не може да се живее.<ref>{{Наведено списание|last=Nordhaus|first=J.|last2=Spiegel|first2=D.S.|date=2013|title=On the orbits of low-mass companions to white dwarfs and the fates of the known exoplanets|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=432|issue=1|pages=500–505|arxiv=1211.1013|bibcode=2013MNRAS.432..500N|doi=10.1093/mnras/stt569|doi-access=free}}</ref>

== Двојни ѕвезди и нови ==
[[Податотека:White_dwarfs_circling_each_other_and_then_colliding.gif|десно|мини| Процесот на спојување на две коорбитирачки бели џуџиња произведува [[гравитациски бран]]ови]]
Доколку белото џуџе е во двоен ѕвезден систем и насобира материја од својот придружник, може да се појават различни феномени, вклучувајќи [[Нова|нови]] и супернови од типот Ia. Може да биде и супер-мек извор на рендген доколку е способен да земе материјал од својот придружник доволно брзо за да одржи соединување на неговата површина.<ref name="di_stefano_et_al1997">{{Наведена книга|url=https://cds.cern.ch/record/305422|title=Thermonuclear Supernovae|last=Di Stefano, R.|last2=Nelson, L. A.|last3=Lee, W.|last4=Wood, T. H.|last5=Rappaport, S.|date=1997|publisher=Springer|isbn=978-0-7923-4359-2|editor-last=P. Ruiz-Lapuente|series=NATO Science Series C: Mathematical and physical sciences|volume=486|pages=148–149|chapter=Luminous Supersoft X-ray Sources as Type Ia Progenitors|bibcode=1997ASIC..486..147D|doi=10.1007/978-94-011-5710-0_10|editor-last2=R. Canal|editor-last3=J. Isern|issue=486}}</ref> Од друга страна, феномените во двојние системи, како што се плимната интеракција и интеракцијата на ѕвезда-диск, умерени или не со магнетни полиња, делуваат на вртењето на акредитираните бели џуџиња. Всушност, (безбедно познатите) бели џуџиња кои најбрзо се вртат се членови на бинарни системи (најбрзиот е белото џуџе во CTCV J2056-3014).<ref>{{Наведено списание|last=Lopes de Oliveira|first=R.|last2=Bruch|first2=A.|last3=Rodrigues|first3=C. V.|last4=de Oliveira|first4=A. S.|last5=Mukai|first5=K.|date=2020|title=CTCV J2056-3014: An X-Ray-faint Intermediate Polar Harboring an Extremely Fast-spinning White Dwarf|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=898|issue=2|pages=L40|arxiv=2007.13932|bibcode=2020ApJ...898L..40L|doi=10.3847/2041-8213/aba618|doi-access=free}}</ref> Блискиот двоен систем од две бели џуџиња може да го изгуби аголниот импулс и да зрачи енергија во форма на [[гравитациски бран]]ови, предизвикувајќи нивната меѓусебна орбита постојано да се намалува додека ѕвездите не се спојат.<ref name="hscfa20101116">{{Наведени вести|url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2010/pr201024.html|title=Astronomers Discover Merging Star Systems that Might Explode|last=Aguilar, David A.|date=16 November 2010|access-date=16 February 2011|archive-url=https://web.archive.org/web/20110409095557/http://www.cfa.harvard.edu/news/2010/pr201024.html|archive-date=9 April 2011|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|last2=Pulliam, Christine}}</ref><ref name="hscfa20110713">{{Наведени вести|url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2011/pr201119.html|title=Evolved Stars Locked in Fatalistic Dance|last=Aguilar, David A.|date=13 July 2011|access-date=17 July 2011|archive-url=https://web.archive.org/web/20110715224123/http://www.cfa.harvard.edu/news/2011/pr201119.html|archive-date=15 July 2011|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|last2=Pulliam, Christine}}</ref>

=== Супернова од типот Ia ===
{{multiple image|header=Орбити на вонсончевите планети WD 1856+534|align=right|direction=vertical|width=|image1=Artist’s impression of WD 1856b (noirlab2023a).jpg|caption1=|width1=250|image2=NASA-ExoplanetOrbitingWhiteDwarfStarWD1856+534.webm|caption2=<div align="center">([[:File:NASA-ExoplanetOrbitingWhiteDwarfStarWD1856+534.webm|НАСА; видео; 2:10]])</div>|width2=250|footer=}}
Масата на изолирано, невртежно бело џуџе не може да ја надмине Чандрасекаровата граница од ~ 1,4&nbsp;{{Сончева маса}}. Оваа граница може да се зголеми ако белото џуџе се врти брзо и нерамномерно.<ref>{{Наведено списание|last=Yoon|first=S.-C.|last2=Langer|first2=N.|date=2004|title=Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=419|issue=2|pages=623–644|arxiv=astro-ph/0402287|bibcode=2004A&A...419..623Y|doi=10.1051/0004-6361:20035822}}</ref> Белите џуџиња во [[Двојна ѕвезда|двојните]] системи можат да акредитираат материјал од придружна ѕвезда, зголемувајќи ја и нивната маса и нивната густина. Како што нивната маса се приближува до Чандрасекаровата граница, тоа теоретски може да доведе до експлозивно палење на [[Јадрено соединување|соединување]] во белото џуџе или негов колапс во неутронска ѕвезда.

Постојат два модели кои би можеле да ги објаснат зачетните системи на суперновите од типот Ia: ''моделот со единечна дегенерација'' и ''моделот со двојна дегенерација''. Во ''моделот со единечна дегенерација'', белото џуџе јаглерод-кислород ја собира масата и го компресира неговото јадро со влечење маса од придружна неизродена ѕвезда. Се верува дека загревањето на јадрото со компресија доведува до палење на јаглеродно соединување како што масата се приближува до Чандрасекаровата граница. Бидејќи белото џуџе е поддржано против гравитацијата со притисок на квантна дегенерација наместо со термички притисок, додавањето топлина во внатрешноста на ѕвездата ја зголемува нејзината температура, но не и нејзиниот притисок, така што белото џуџе не се шири и лади како одговор на тоа. Наместо тоа, зголемената температура ја забрзува брзината на реакцијата на соединување, во процес кој се храни од самиот себе. [[Јадрено соединување|Термојадрениот]] пламен троши голем дел од белото џуџе за неколку секунди, предизвикувајќи експлозија на супернова од типот Iа што ја уништува ѕвездата.<ref>{{Наведено списание|last=Blinnikov|first=S. I.|last2=Röpke|first2=F. K.|last3=Sorokina|first3=E. I.|last4=Gieseler|first4=M.|last5=Reinecke|first5=M.|last6=Travaglio|first6=C.|last7=Hillebrandt|first7=W.|last8=Stritzinger|first8=M.|date=2006|title=Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=453|issue=1|pages=229–240|arxiv=astro-ph/0603036|bibcode=2006A&A...453..229B|doi=10.1051/0004-6361:20054594}}</ref> Во друг можен механизам за Тип&nbsp;Ia супернова, ''двојниот изроден модел'', две бели џуџиња јаглерод-кислород во двоен систем се спојуваат, создавајќи објект со маса поголема од Чандрасекаровата граница во која потоа се запалува јаглеродното соединување. Во двата случаи, белите џуџиња не се очекува да ја преживеат суперновата од типот Ia.<ref name=":6">{{Наведено списание|last=Maoz|first=D.|last2=Mannucci|first2=F.|date=2012-01-18|title=Type-Ia Supernova Rates and the Progenitor Problem: A Review|url=https://www.cambridge.org/core/journals/publications-of-the-astronomical-society-of-australia/article/typeia-supernova-rates-and-the-progenitor-problem-a-review/7E4AB6A714BF2FBE92DEA13AAFDF1E0D|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|language=en|volume=29|issue=4|pages=447–465|arxiv=1111.4492|bibcode=2012PASA...29..447M|doi=10.1071/AS11052|issn=1448-6083}}</ref>

''Моделот со единечна дегенерација'' бил фаворизираниот механизам за суперновите од типот Ia, но денес, поради набљудувањата, се смета дека ''двојниот изроден модел'' е поверојатното сценарио. Предвидените стапки на спојување на бело џуџе и бело џуџе се споредливи со брзината на суперновите од типот Ia и би го објасниле недостатокот на водород во спектрите на суперновите од типот Ia.<ref name=":7">{{Наведено списание|last=Wang|first=Bo|last2=Han|first2=Zhanwen|date=2012-06-01|title=Progenitors of type Ia supernovae|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S138764731200022X|journal=New Astronomy Reviews|volume=56|issue=4|pages=122–141|arxiv=1204.1155|bibcode=2012NewAR..56..122W|doi=10.1016/j.newar.2012.04.001|issn=1387-6473}}</ref> Сепак, главниот механизам за супернова од типот Iа останува отворено прашање.<ref>{{Наведено списание|last=Maoz|first=Dan|last2=Mannucci|first2=Filippo|last3=Nelemans|first3=Gijs|date=2014-08-18|title=Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-astro-082812-141031|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|language=en|volume=52|issue=1|pages=107–170|arxiv=1312.0628|bibcode=2014ARA&A..52..107M|doi=10.1146/annurev-astro-082812-141031|issn=0066-4146}}</ref> Во сценариото со единечна дегенерација, стапката на натрупување на белото џуџе треба да биде во тесен опсег зависно од неговата маса, така што водородот што гори на површината на белото џуџе е стабилен. Доколку стапката на насобирање е премногу ниска, новата на површината на белото џуџе ќе го однесат насобраниот материјал. Доколку е превисоко, белото џуџе ќе се прошири, а белото џуџе и придружната ѕвезда ќе бидат во заедничка обвивка. Ова го запира растот на белото џуџе, спречувајќи го да ја достигне Чандрасекаровата граница и да експлодира.<ref name=":7" /> За моделот со единечна дегенерација се очекува неговиот придружник да преживее, но нема силни докази за таква ѕвезда во близина на локациите на супернова од тип Ia. Во сценариото за двојно дегенерирање, белите џуџиња треба да бидат во многу блиски двојни линии, инаку нивното инспиративно време е подолго од староста на вселената. Исто така, веројатно е дека наместо супернова од типот Ia, спојувањето на две бели џуџиња ќе доведе до колапс на јадрото. Како што белото џуџе брзо го собира материјалот, јадрото може да се запали надвор од центарот што доведува до гравитациски нестабилности што би можеле да создадат [[неутронска ѕвезда]].

Набљудувањата не успеале да забележат знаци на акреција што водат до Тип&nbsp;Ia супернова, а денес се смета дека ова е затоа што ѕвездата прво е натоварена над Чандрасекаровата граница, додека исто така се врти до многу висока брзина со истиот процес. Штом ќе запре акрецијата, ѕвездата постепено се забавува додека вртењето повеќе не е доволно за да се спречи експлозијата.<ref>{{Наведени вести|url=http://news.discovery.com/space/dont-slow-down-white-dwarf-you-might-explode-110906.html|title=Don't slow down white dwarf, you might explode|last=O'Neill, Ian|date=6 September 2011|archive-url=https://web.archive.org/web/20120124160739/http://news.discovery.com/space/dont-slow-down-white-dwarf-you-might-explode-110906.html|archive-date=24 January 2012|publisher=Discovery Communications, LLC}}</ref>

Историската светла SN 1006 се смета дека била супернова од типот Ia од бело џуџе, веројатно спојување на две бели џуџиња. Тиховата супернова од 1572 година исто така била тип&nbsp;Ia супернова, и нејзиниот остаток е откриен.<ref name="Krause2008">{{Наведено списание|last=Krause|first=Oliver|displayauthors=etal|date=2008|title=Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia as revealed by its light-echo spectrum|journal=Nature|volume=456|issue=7222|pages=617–619|arxiv=0810.5106|bibcode=2008Natur.456..617K|doi=10.1038/nature07608|pmid=19052622}}</ref> Близок кандидат да биде преживеан од типот Ia на супернова е WD 0810-353.<ref name="dlFM2022">{{Наведено списание|last=de la Fuente Marcos|first=Raúl|last2=de la Fuente Marcos|first2=Carlos|year=2022|title=Deep and fast Solar System flybys: The controversial case of WD 0810-353|url=https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202245020|journal=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=668|pages=A14|arxiv=2210.04863|bibcode=2022A&A...668A..14D|doi=10.1051/0004-6361/202245020|issn=0004-6361}}</ref>

=== Пост-обична двојна обвивка ===
Пост-обичната двојна обвивка (ПОДО) е бинарна форма која се состои од бело џуџе и тесно заклучено црвено џуџе (во други случаи ова може да биде [[кафеаво џуџе]] наместо црвено џуџе). Овие двојни форми се формираат кога црвеното џуџе е зафатено во фазата на [[Црвен џин|црвениот џин]]. Додека црвеното џуџе орбитира внатре во заедничката обвивка, се забавува во погустата средина. Оваа забавена орбитална брзина се компензира со намалување на орбиталното растојание помеѓу црвеното џуџе и јадрото на црвениот џин. Црвеното џуџе се собира навнатре кон јадрото и може да се спои со јадрото. Доколку тоа не се случи и наместо тоа се исфрли заедничката обвивка, тогаш ситемот завршува во блиска орбита, составена од бело џуџе и црвено џуџе. Овој тип на бинарни содржини се нарекува Пост-обичната двојна обвивка. Развојот на ПОДО продолжува додека двете џуџести ѕвезди орбитираат сè поблиску и поблиску поради магнетното сопирање и со ослободување на гравитационите бранови. Системот може да се развие во одреден момент во катаклизмична променлива, и затоа Пост-обичната двојна обвивка понекогаш се нарекува пред-катаклизмичка променлива.

=== Катаклизмички променливи ===
Пред акредицијата на материјалот да го турне белото џуџе блиску до Чандрасекаровата граница, насобраниот материјал богат со водород на површината може да се запали во помалку деструктивен тип на термојадрена експлозија придвижувана од [[Јадрено соединување|водородно соединување]]. Овие површински експлозии може да се повторат сè додека јадрото на белото џуџе остане недопрено. Овој послаб вид на повторувачки катаклизмичен феномен се нарекува (класична) нова. Астрономите, исто така, забележале [[Џуџеста нова|џуџести нови]], кои имаат помали, почести врвови на сјајност од класичните нови. Се смета дека тие се предизвикани од ослободувањето на гравитационата потенцијална енергија кога дел од [[Насобирачки диск|насобирачкиот диск]] ќе се урне врз ѕвездата, наместо преку ослободување на енергија поради соединување. Општо земено, двојните системи со бело џуџе што ја акредитираат материја од ѕвезден придружник се нарекуваат [[Катаклизмична променлива ѕвезда|катаклизмички променливи]]. Како и нови и џуџести нови, познати се неколку други класи на овие променливи, вклучувајќи ги и поларните и средните поларни ѕвезди, од кои и двете се карактеризираат со високомагнетни бели џуџиња.<ref name="nasa1">{{Наведена мрежна страница|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html|title=Cataclysmic Variables|series=Imagine the Universe!|publisher=NASA Goddard|archive-url=https://web.archive.org/web/20070709185919/http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html|archive-date=9 July 2007|accessdate=4 May 2007}}</ref><ref name="nasa2">{{Наведена мрежна страница|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/cvs/cvstext.html|title=Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)|publisher=NASA Goddard|archive-url=https://web.archive.org/web/20120206213752/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/cvs/cvstext.html|archive-date=6 February 2012|accessdate=4 May 2007}}</ref> Забележано е дека и катаклизмичните променливи напојувани од соединување и насобирање се извори на Х-зраци.

=== Други податоци што не се пред супернова ===
Други двојни податоци кои не се пред супернова вклучуваат двојни податоци што се состојат од [[Главна низа|ѕвезда (или џин) од главната низа]] и бело џуџе. Двојиот Сириус АВ е веројатно најпознатиот пример. Белите џуџиња можат да постојат и како двојни или повеќе ѕвездени системи кои се состојат само од бели џуџиња. Пример за решен систем на тројно бело џуџе е WD J1953-1019, откриен со податоците на Gaia DR2. Едно интересно поле е проучувањето на преостанатите планетарни системи околу белите џуџиња. Додека ѕвездите се светли и често ги надминуваат [[Вонсончева планета|вонсончевите планети]] и кафеави џуџиња кои орбитираат околу нив, белите џуџиња се слаби. Ова им овозможува на астрономите подетално да ги проучуваат овие [[Вонсончева планета|вонсончевите планети]] и кафеави џуџиња. Под-кафеавото џуџе околу белото џуџе WD 0806−661 е еден таков пример.

== Близина ==
{| class="wikitable" style="text-align: center;"
|+Бели џуџиња со 25 светлосни години оддалеченост<ref>{{Наведено списание|last=Giammichele, N.|last2=Bergeron, P.|last3=Dufour, P.|date=April 2012|title=Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Supplement|volume=199|issue=2|page=35|arxiv=1202.5581|bibcode=2012ApJS..199...29G|doi=10.1088/0067-0049/199/2/29|id=29}}</ref>
! class="unsortable" |Идентификатор
!Број
!Растојание([[Светлосна година|ly]])
!Вид
![[Апсолутна ѕвездена величина|Апсолутна величина]] 
!Маса<br /><br />({{Сончева маса}})
!Сјајност<br /><br />({{Сончева сјајност}})
!Старост ([[Година|Gyr]])
!Тела во системот
|-
| style="text-align: left;" |[[Сириус]] B
|0642–166
|8.66
|DA
|11.18
|0.98
|0.0295
|0.10
|2
|-
| style="text-align: left;" |[[Прокион]] B
|0736+053
|11.46
|DQZ
|13.20
|0.63
|0.00049
|1.37
|2
|-
| style="text-align: left;" |[[Ван Манен 2]]
|0046+051
|14.07
|DZ
|14.09
|0.68
|0.00017
|3.30
|1
|-
| style="text-align: left;" |LP 145-141
|1142–645
|15.12
|DQ
|12.77
|0.61
|0.00054
|1.29
|1
|-
| style="text-align: left;" |[[40 Еридан]] B
|0413-077
|16.39
|DA
|11.27
|0.59
|0.0141
|0.12
|3
|-
| style="text-align: left;" |[[Стајн 2051]] B
|0426+588
|17.99
|DC
|13.43
|0.69
|0.00030
|2.02
|2
|-
| style="text-align: left;" |[[G 240-72]]
|1748+708
|20.26
|DQ
|15.23
|0.81
|0.000085
|5.69
|1
|-
| style="text-align: left;" |[[LP 658-2|Глизе 223.2]]
|0552–041
|21.01
|DZ
|15.29
|0.82
|0.000062
|7.89
|1
|-
| style="text-align: left;" |Глизе 3991 B<ref>{{Наведено списание|last=Delfosse|first=Xavier|last2=Forveille|first2=Thierry|last3=Beuzit|first3=Jean-Luc|last4=Udry|first4=Stéphane|last5=Mayor|first5=Michel|last6=Perrier|first6=Christian|displayauthors=1|date=April 1999|title=New neighbours. I. 13 new companions to nearby M dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=344|pages=897–910|arxiv=astro-ph/9812008|bibcode=1999A&A...344..897D}}</ref>
|1708+437
|24.23
|D??
|>15
|0.5
|<0.000086
|>6
|2
|}

== Галерија ==
<gallery heights="200px" mode="packed">
Податотека:Illustration_of_Rocky_Debris_around_a_White_Dwarf.jpg|{{center|Илустрација на карпести остатоци околу бело џуџе}}
Податотека:Ngc2440_hst2.jpg|алт=Cocoon of a new white dwarf in the centre of NGC 2440|Кожурец на ново бело џуџе во центарот на [[NGC 2440]]
Податотека:Artist's_impression_of_an_evolving_white_dwarf_and_millisecond_pulsar_binary_system.jpg|{{center|Впечаток на уметникот за развојно бело џуџе и пулсарачки двоен систем}}
Податотека:Illustration_of_an_ultracool_dwarf_with_a_companion_white_dwarf.jpg|{{center|Илустрација на [[ултраладно џуџе]] со придружно бело џуџе}}
</gallery>

== Поврзано ==
* [[Планетарна маглина]]
* [[Ѕвездена класификација]]
* [[Црно џуџе]]
* [[Супернова]]
* [[Црвено џуџе]]
* [[Кафеаво џуџе]]
* [[Неутронска ѕвезда]]
* [[Ѕвездена класификација]]

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски и дополнителна литература ==

{{Commons category}}

''' Општо '''
*{{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 | doi-access=free | 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:10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x]].

''' Физика '''
* ''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.

''' Варијабилност '''
* {{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
 }}

''' Магнетно поле '''
* {{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
 }}

''' Фрекфенција '''
* {{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
 }}

''' Набљудување '''
* {{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=22 November 2007 |archive-date=24 August 2007 |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
 }}

''' Слики '''
* [[Астрономска слика на денот]]
** {{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}}
{{Ѕвезда}}

{{Нормативна контрола}}

[[Категорија:Бели џуџиња| ]]
[[Категорија:Ѕвездени појави]]
[[Категорија:Ѕвезден развој]]
[[Категорија:Компактни ѕвезди]]
[[Категорија:Видови ѕвезди]]