Võrdlus valge kääbuseIK Pegasi B (keskel) ja A klassi peajada tähe IK Pegasi A (vasakul) ningPäikese (paremal) vahel. Selle valge kääbuse pinnatemperatuuri on umbes 35 500 K
Tüüpilise valge kääbusemass on 60%Päikese massist, kuid mõõtmed on vaid veidi suuremadMaa omadest. Suurema osa valgete kääbuste massid jäävad vahemikku 0,5...0,7 Päikese massi, kuid väike osa valgeid kääbuseid on massiga kuni 1,4 Päikese massi.
Kui evolutsiooni lõppfaasi jõudnudpunane hiidtäht heidab ära omavesinikurikkad välimised kihid ning tekibplanetaarudu, jääb tähest järele väga kuum ja tihe tuum, mida nimetataksegi valgeks kääbuseks. Edaspidi kiirgab valge kääbus vaid oma sisemise soojuse arvelt. Esialgne valgete kääbuste pinnatemperatuur on väga kõrge: 100 tuhat kraadi ja enamgi. Selline kõrge pinnatemperatuur püsib vaid lühikest aega pärast tekkimist. Kõige kuumemad valged kääbused on ka kõige heledamad ja neid on kergem märgata.
Piisavalt kaua jahtudes saab valgest kääbusest külm must kääbus. Arvatakse, et neid ei oleUniversumi eluea jooksul jõudnud tekkida, sest jahtumiseks ei ole olnud piisavalt aega. Kõige vanemate ja jahedamate vaadeldud valgete kääbuste temperatuur on u 4000 K.
Sõltuvalt tähe arengust ja selle massist koosneb tuum kashapnikust jasüsinikust või siis hapnikust,neoonist jamagneesiumist. Haruldasemad on juhtumid, kus täht on mitmest tähest koosnevas süsteemis massi kaotanud ja tuum koosnebheeliumist.
Valged kääbused on üsna tavalised, moodustades 10% kõigistGalaktika tähtedest, kuid ükski valge kääbus polepalja silmaga nähtav.
Kõige esimese valge kääbuse avastasWilliam Herschel 31. jaanuaril1783. aastal kolmiktähesüsteemis 40Eridani, mille moodustavad tiheda kaksiktähepaarina valge kääbus 40 Eridani B (ka nimedega ο2 Eridani ja Keid B) ningpunane kääbustäht 40 Eridani C, mille ümber tiirleb punane kääbustäht 40 Eridani A. 40 Eridani B ebatavaline olemus selgus 1910. aastal, kui leiti, et hoolimata tähe väga väikesest heledusest on selle spekter A-tüüpi tähtedele omane. Mõiste valge kääbus võeti kasutusele 1922. aastal.
Meile lähim valge kääbus onSiirius B, mis asub 8,6valgusaasta kaugusel ning on ühtlasi ka heledaim valge kääbus, tähesuurusega umbes 8,7. Kõige kergemini vaadeldav valge kääbus ongi esimesena avastatud 40 Eridani B.
Kuulsaim Eesti astronoomErnst Öpik määras oma 1916. aastal avaldatud töös valge kääbuse 40 Eridani B tiheduse, saades tulemuseks 25 000 korda suurema tiheduse kui on Päikesel. Sel ajal levinud arusaamadtähtede evolutsioonist ei olnud veel piisavalt arenenud, võimaldamaks teha järeldust nagu tegu oleks täiesti uut tüüpi tähega ning Öpik võttis artikli viimasel leheküljel tulemuse kokku – võimatu.[1] Hilisemad tulemused näitasid, et Öpiku arvutused ja tulemused olid õiged.
