мини|Слика на Сириус А и Сириус В направена од 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 густо: неговата маса е споредлива со Сонцето, додека неговиот волумен е споредлив со оној на Земјата. Ниската сјајност на белото џуџе доаѓа од емисијата на преостаната топлинска енергија; не се случува соединување во бело џуџе. Најблиското познато бело џуџе е на 8,6 светлосни години, помалата компонента на двојната ѕвезда Сириус. Во моментов се смета дека има осум бели џуџиња меѓу стоте ѕвездени системи најблиску до Сонцето. Необичната несвестица на белите џуџиња првпат била препознаена во 1910 година. Името бело џуџе го измислил Вилем Џејкоб Лујтен во 1922 година.
Се смета дека белите џуџиња се последната развојна состојба на ѕвездите чија маса не е доволно висока за да стане неутронска ѕвезда или црна дупка. Ова вклучува над 97% од ѕвездите во Млечниот Пат. Откако ќе заврши периодот на спојување на водород на ѕвезда од 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 тројниот алфа-процес. Доколку црвениот џин има недоволна маса за да ги генерира основните температури потребни за спојување на јаглеродот (околу 1милијарди 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. Обично, белите џуџиња се составени од јаглерод и кислород (CO бело џуџе). Доколку масата на предокот е помеѓу 7 и 9 сончеви маси (), температурата на средината ќе биде доволна за да се спои јаглеродот, но не и неонот, 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 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 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 - 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), се смета дека сè уште не постојат црни џуџиња. Најстарите познати бели џуџиња сè уште зрачат на температури од неколку илјади келвини, што воспоставува опсервациска граница на максималната можна старост на вселената.§3,
Откритие Првото бело џуџе било откриено во тројниот ѕвезден систем од 40 Еридан, кој ја содржи релативно светлата ѕвезда од главната низа 40 Еридан А, орбитирана на растојание од поблискиот двоен систем на белото џуџе 40 Еридан В и главната низа црвено џуџе 40 Еридан С. Парот 40 Ердиан B/C бил откриен од Вилијам Хершел на 31 јануари 1783 година. 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 спектрален тип А. Во 1939 година, Расел се осврнал на откритието: 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!Спектралниот тип на 40 Еридан В бил официјално опишан во 1914 година од Волтер Адамс.
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: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.Бесел грубо го проценил периодот на придружникот на Сириус на околу половина век; Кристијан Питерс пресметал орбита за неа во 1851 година. На 31 јануари 1862 година Алван Греам Кларк забележал претходно невидена ѕвезда блиска до Сириус, подоцна идентификувана како предвидениот придружник. Волтер Адамс во 1915 година објавил дека го пронашол спектарот на Сириус В да биде сличен на оној на Сириус.
Во 1917 година, Адријан ван Манен ја открил ѕвездата Ван Манен 2, изолирано бело џуџе. Овие три бели џуџиња, првите откриени, се таканаречените класични бели џуџиња. На крајот, биле пронајдени голем број на бледо бели ѕвезди кои имале високо 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; терминот подоцна бил популаризиран од Артур Едингтон. 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, а до 1999 година биле познати преку 2.000. Оттогаш, Sloan Digital Sky Survey открил над 9.000 бели џуџиња, главно нови.
Состав и структура Иако белите џуџиња се познати со проценета маса до 0,17 и големи како 1,33 , распространетоста на масата е со врв од 0,6 , а мнозинството лежи помеѓу 0,5 и 0,7 . Проценетите полупречници на набљудуваните бели џуџиња обично се 0,8-2% од Сончевиот полупречник; 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 106 g/cm<sup id="mw8A">3</sup>, или 1тон на кубен сантиметар. Типично бело џуџе има густина помеѓу 104 и 107 g/cm3 . Белите џуџиња се составени од една од најгустите форми на материја, која ја надминуваат единствено други компактни ѕвезди како што се неутронските ѕвезди, кварковите ѕвезди (хипотетички), и црните дупки.
Белите џуџиња биле екстремно густи веднаш по нивното откривање. Доколку ѕвездата е во 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, давајќи масовна проценка од , што добро се споредува со посовремената проценка од . 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 Сонцето, било беше толку високо што тој го нарекол како „невозможно“. Како што изјавил Артур Едингтон подоцна, во 1927 година: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 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“.Како што истакнал Едингтон во 1924 година, густината на овој ред подразбира дека, според теоријата на 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. Материјал Густина во kg/m 3 Белешки Супермасивна црна дупка ок. 1.000 Критична густина на црна дупка од околу сончеви маси. Вода (свежа) 1.000 На STP Осмиум 22.610 Блиску собна температура Јадро на Сонцето в. 150.000 Бело џуџе Атомски јадра Не зависи силно од големината на јадрото Јадро на неутронската ѕвезда – Мала црна дупка Критична густина на црна дупка со маса од Земјата.