ככלל, מקור האנרגיה של כוכב הוא בהיתוך גרעיני שמתבצע בליבתו. בהיתוך זה אטומים של יסוד קל, לדוגמה מימן, מתמזגים ויוצרים יסוד מסיבי יותר. התהליך כרוך בשחרור כמות גדולה של אנרגיה. לאחר שמלאי המימן שבכוכב הותך להליום, הכוכב גדל לענק אדום שבו מתבצע היתוך תרמו-גרעיני מהליום לפחמן ולחמצן. אם מסת הענק האדום נמוכה מכדי לאפשר היתוך גרעיני של פחמן, תיווצר במרכזו ליבת פחמן וחמצן. השכבות החיצוניות הקרות של הענק האדום ייצרו ערפילית פלנטרית. ליבת הענק האדום היא הננס הלבן. לכן, על פי רוב ננסים לבנים מורכבים מפחמן וחמצן. חלק קטן מהננסים הלבנים עשויים הליום, כתוצאה מאובדן מסה במערכות של כוכבים זוגיים. לעיתים הטמפרטורה בליבת הענק האדום מספיקה לשם התכת פחמן, אך לא לשם התכת ניאון. במקרים אלו נוצרת ליבת חמצן-ניאון-מגנזיום. היות שננס לבן הוא השלב האחרון בהתפתחותו של כוכב בעל מסה ממוצעת, כ-97% מכוכבי הסדרה הראשית, שאינם ננסים אדומים, שבגלקסיית שביל החלב יסיימו חייהם כננסים לבנים.
טמפרטורה וכבידה.
הטמפרטורה הגבוהה בכוכבים לא גורמת רק לפליטת קרינה ואנרגיה מן הכוכב, אלא מונעת את קריסת החומר שבכוכב אל תוך ליבתו. החומר שמרכיב את הננס הלבן אינרטי, ולא עובר מיזוג תרמו-גרעיני. לננס הלבן אין כל מקור אנרגיה, ולכן הטמפרטורה שלו אינה מספיקה לשם איזון הקריסה הגרוויטציונית. לחלופין, הקריסה הגרוויטציונית של הכוכב מאוזנת על ידי לחץ הניוון של האלקטרונים. על כן, צפיפות הננס הלבן גבוהה ביותר, פי מיליון מצפיפותם של מים. משום שלחץ הניוון של האלקטרונים מוגבל בגודלו, לננסים לבנים תיתכן מסה מרבית מסוימת. המסה המרבית של ננס לבן שאינו מסתובב (תנועה סיבובית פועלת אף היא כנגד הקריסה הכבידתית) נקראת גבול צ'נדראסקאר – כ-1.44 מסות שמש. כאשר עוברת מסה נוספת אל ננס לבן (לרוב מכוכב שכן), הוא עשוי להתפוצץ בסופרנובה מסוג Ia.
סוף של ננס לבן.
בשל הקריסה המהירה של הננס הלבן, הוא חם מאוד כשהוא נוצר, אך הוא מקרין בהדרגה אנרגיה ומתקרר. קרינה זו היא המקור לבהירותו העמומה. בחלוף הזמן, תדירות הקרינה תרד בהדרגה, עד אשר הוא ייעשה אפל. בשלב זה הננס הלבן יהיה לננס שחור. אך בשלב חיים זה של היקום, אפילו הננסים הלבנים העתיקים ביותר עדיין קורנים בטמפרטורה של כמה אלפי קלווין. לכן, ככל הנראה, לא קיימים ננסים שחורים כיום.
גילוי הננס הלבן.
מערכת הכוכבים המשולשת של 40 ארידאני כוללת את כוכב הסדרה הראשית 40 ארידאני A, את הננס הלבן 40 ארידאני B, ואת הננס האדום 40 ארידאני C. הזוג 40 ארידאני B ו-C התגלה על ידי ויליאם הרשל ב-31 בינואר 1783. ב-1910 גילו הנרי נוריס ראסל, אדוארד צ'ארלס פיקרינג ווילמינה פלמינג כי חרף היותו כוכב עמום 40 ארידאני B שייך למחלקת הבהירות A, כלומר, הוא לבן. הסיווג הספקטרלי של 40 ארידאני B נקבע רשמית על ידי וולטר אדמס ב-1914. בן זוגו של סיריוס, סיריוס B, היה הננס הלבן השני שהתגלה. פרידריך בסל גילה כי הכוכב סיריוס משנה את מיקומו באופן מחזורי. התגלה שלסיריוס יש בן זוג קטן, אך בעל אותו סיווג ספקטרלי.
הרכב ומבנה.
על אף שקיימים ננסים לבנים בתחום מסות רחב של 0.17-1.33 מסות שמש, למרבית הננסים הלבנים מסה של בין 0.5 ל-0.7 מסות שמש. לפי הערכות המבוססות על תצפיות, הרדיוס של ננסים לבנים נע בין 0.008 ל-0.02 רדיוסי שמש (לשם השוואה, רדיוס כדור הארץ הוא כ-0.009 רדיוסי שמש). לכן, מסת ננס לבן היא בקירוב כמסת השמש ונפח הקטן פי מיליון מנפח השמש. מכאן, שצפיפות הננס הלבן גבוהה פי מיליון מצפיפות השמש - כ-106 גרם לסנטימטר מעוקב. ננס לבן הוא אחד הגופים הדחוסים ביותר ביקום - אחרי חורים שחורים וכוכבי נייטרונים.
זמן קצר לאחר גילוי הננסים הלבנים, נמצא כי יש להם צפיפות גדולה ביותר. ניתן להעריך את מסתו של כוכב, כאשר הוא נמצא במערכת של כוכב זוגי, על ידי מדידת שינויים מחזוריים בספקטרום הבליעה של המערכת. מדידה שכזו נעשתה ב-1910 במערכת הזוגית של הכוכבים סיריוס B וארידאני 40 B. נמצא כי מסתו של סיריוס B היא 0.94 מסות שמש (לפי הערכה מאוחרת יותר - 1.00 מסות שמש). משום שגופים חמים יותר פולטים קרינה רבה יותר מגופים קרים, ניתן להעריך את עוצמת הקרינה על פני הכוכב על ידי מדידת הספקטרום שלו. אם בנוסף לזאת ידוע המרחק אל הכוכב, ניתן להעריך אף את בהירותו המוחלטת של הכוכב. על ידי השוואה בין בהירותו המוחלטת לבהירות פני הכוכב, ניתן להעריך את רדיוסו. שיקולים אלו הובילו למסקנה שהצפיפות של סיריוס B וארידאני 40 B גבוהה ביותר. אסטרונומים באותה העת לא ידעו כיצד להסביר את התופעה. נמצא כי לארידאני 40 B צפיפות הגבוהה פי 25,000 מצפיפות השמש. ארתור אדינגטון חזה בשנת 1924, בהסתמך על תורת היחסות הכללית, כי צפיפויות מסדר גודל שכזה יובילו לכך שהאור מארידאני 40 B יוסח לאדום באופן גרוויטציוני. ההסחה לאדום בארידאני 40 B אכן נמדדה בשנת 1925 על ידי האסטרונום האמריקאי וולטר סידני אדמס.
חומר מנוון.
צפיפויות מסדר גודל שכזה ייתכנו משום שננסים לבנים אינם עשויים אטומים הקשורים בקשר כימי, כי אם מפלזמה של גרעיני אטומים ואלקטרונים. לכן, משום שהחומר בננס הלבן אינו ארוז באטומים, הפרוטונים והנייטרונים יכולים לשכון בסמיכות, ללא הגבלה של רדיוס האורביטלים האטומיים. לעומת זאת, בחומר אטומי, האלקטרונים משכנים את רמות האנרגיה השונות, והגרעינים לא יכולים להיות סמוכים. אדינגטון תהה מה עתיד לקרות כשהפלזמה תתקרר, האטומים לא יהיו מיוננים (כלומר, האלקטרונים ישובו למסלוליהם במעטפת האטום) והחומר לכאורה יסתדר מחדש באטומים. את התעלומה הזו פתר רלף האוורד פאולר על ידי שימוש של מכניקת הקוונטים, בשנת 1926. משום שאלקטרונים (מהיותם פרמיונים) פועלים לפי עקרון האיסור של פאולי, שני אלקטרונים לא יכולים להיות באותו מצב קוונטי. לכן, האלקטרונים פועלים לפי התפלגות פרמי-דיראק, שפותחה אף היא בשנת 1926, במטרה לתאר את ההתפלגויות הסטטיסטיות של חלקיקים הפועלים לפי עקרון האיסור של פאולי - כלומר, פרמיונים. מכאן נובע שבאפס המוחלט לא כל האלקטרונים יוכלו לשכן את רמת האנרגיה הנמוכה ביותר. חלק מהאלקטרונים ישכנו את רמות האנרגיה הגבוהות יותר - מצב הקרוי "מנוון". לכן, ננס לבן יכול להתקרר לטמפרטורה של 0 קלווין, ועדיין החומר שבו ישכן רמות אנרגיה גבוהות יותר - כלומר, לאלקטרונים תהיה תמיד אנרגיה מסוימת.
דחיסת החומר בננס לבן תוביל לעלייה במספר האלקטרונים ליחידת נפח. לפי עקרון האיסור של פאולי, האנרגיה הקינטית הממוצעת של האלקטרונים תעלה, וכך גם הלחץ. לחץ זה, הקרוי "לחץ ניוון של האלקטרונים" מונע את הקריסה הגרוויטציונית של הננס הלבן. לחץ זה תלוי בצפיפות האלקטרונים, ולא בטמפרטורה שלהם.
לחץ הניוון של האלקטרונים הוביל למסקנה כי קיים חסם עליון למסתו של ננס לבן. רעיונות אלו הוצגו על ידי וילהלם אנדרסון (1929) ועל ידי אדמונד סטונר (1930). הערך הידוע כיום לגבול זה נמצא על ידי סוברהמניאן צ'נדראסקאר בשנת 1931 במאמרו "המסה המרבית של ננס לבן אידיאלי". צ'נדראסקאר מצא כי מסתו המרבית של ננס לבן לא מסתובב היא formula_1, כאשר formula_2 מייצג את היחס בין המשקל האטומי הממוצע למספר האטומי הממוצע. בעת שצ'נדראסקאר פרסם את מאמרו, רווחה הדעה שכוכבים מורכבים מיסודות כבדים, שבהם הערך הממוצע הוא formula_3, ומכאן הוא קיבל כי הגבול למסת ננס לבן הוא 0.91 מסות שמש. כיום מקובל שננס לבן של פחמן-חמצן מורכב כמעט בלעדית מפחמן-12 ומחמצן-16. באיזוטופים אלו המספר האטומי הוא בדיוק מחצית מהמשקל האטומי, ולכן formula_4, ומכאן שהמסה המרבית היא 1.44 מסות שמש. גבול זה קרוי כיום גבול צ'נדראסקאר. על תגליות אלה זכה צ'נדראסקאר בשנת 1983, יחד עם ויליאם אלפרד פוֹלֶר, בפרס נובל לפיזיקה.
אם מסתו של ננס לבן תעבור את גבול צ'נדראסקאר בו לא חלות ריאקציות מיזוג גרעיניות, אזי הלחץ שמפעילים האלקטרונים לא יאזן את כוח הכבידה, והננס יקרוס לכדי כוכב נייטרונים או לחור שחור. לעומת זאת, בננס לבן של פחמן-חמצן שאליו עוברת מסה מכוכב שכן תחול ראקציית מיזוג גרעינית, ותתרחש סופרנובה מסוג Ia במהלכה הננס הלבן יושמד, לפני הגעתו לגבול המסה.
לננסים לבנים יש בהירות מוחלטת נמוכה, ולכן הם ממוקמים באזור נפרד בדיאגרמת HR, המראה את הקשר בין בהירות הכוכב לטמפרטורת פני השטח שלו.
הקשר בין המסה לרדיוס.
ניתן לפתח באופן גס את הקשר בין המסה לרדיוס של ננס לבן, על ידי שימוש בשיקול של מינימום אנרגיה. ניתן להעריך את האנרגיה של ננס הלבן כסכום של האנרגיה הפוטנציאלית והאנרגיה הקינטית שלו. האנרגיה הפוטנציאלית הכבידתית ליחידת מסה בננס הלבן, Eg, תהיה מסדר הגודל של formula_5, כאשר "G" הוא קבוע הכבידה, "M" היא מסת הננס הלבן ו-"R" הוא רדיוסו.
האנרגיה הקינטית ליחידת מסה בננס הלבן, Ek, מקורה בתנועת האלקטרונים כך שהיא תהיה מסדר הגודל של formula_6, כאשר "p" הוא התנע הממוצע האלקטרונים, "m" היא מסת האלקטרון, ו-"N" הוא מספר האלקטרונים ליחידת מסה. משום שהחומר בננס הלבן מנוון - כלומר הלחץ שבו נובע מקרבת הפרמיונים ומעקרון האיסור של פאולי, ניתן להעריך כי "p" הוא מסדר הגודל של האי-ודאות בתנע, Δp; כעת, לפי עקרון אי הוודאות, מכפלת אי-הוודאות במיקומו של חלקיק באי-הוודאות בתנע שלו גדולה מקבוע פלאנק המצומצם ("ħ"). אי-הוודאות במקום, Δx תהיה מסדר הגודל של המרחק הממוצע בין האלקטרונים - n-1/3 (כאשר n הוא מספר האלקטרונים ליחידת נפח). משום שיש N×M אלקטרונים בננס הלבן, והנפח פרופורציוני ל- R³, מספר האלקטרונים ליחידת נפח יהיה פרופורציוני ל- formula_7.