مانی کشف کردند. بعد از مدتی آشکار شد که این ستاره همان ستاره همدم گیج کننده است.بعد از مشخص شدن فاصله سیستم آشکار شد که درخشندگی ستاره همدم تنها 360/1 درخشندگی خورشید است.در سال 1914 W.S.adamsبه این نکته عجیب پی برد که طیف ستاره همدم از نوع ستاره های سفید بوده ودمای سطحی آن بین 2.5 تا3 برابر خورشید می باشد.مقدار تابش کلی انرژی  از سطح یک ستاره متناسب با توان چهارم دمای آن زیاد می شود و هر سانتی مترمربع از سطح ستاره همدم بین 30 تا 80 برابر خورشید تابش می کند.تنها راه تطابق این مقدار تابش ودرخشندگی کم را می توان به قطر کم ستاره همدم نسبت داد .این ستاره از هر ستاره شناخته شده ای کوچکتر می نمود.این نتیجه رضایت بخش نبود تا اینکه در سال 1925 W.S.adams موفق به کشف انتقال به قرمز گرانشی در چند عدداز خطوط جذبی آن شد.این اثر نسبیتی عام٬ به نسبت جرم ستاره به قطر آن بستگی دارد..از آنجاییکه با توجه به حرکت مداری جرم آن مشخص شده بود adams موفق به اندازه گیری قطر ستاره با روشی جدای از روشهای قبلی شد ونتیجه همان مقادیر قبلی رانشان می داد یعنی قطر ستاره بسیار کم بود.چگالی زیاد این ستاره ها آنها را از تمام انواع ستاره های شناخته شده معمولی متمایز می نمود.

در یک ستاره عادی مانند خورشید فشار گرمایی گاز وتابش ستاره موجب پایداری ستاره در مقابل رمبش گرانشی می شود.در سال 1926 ستاره شناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه ستاره های از نوع کوتوله سفید اعتبار ندارد.بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.این پدیده کوانتمی تنها یک ماه قبل توسط فیزیکدان ایتالیایی الاصل آمریکا بانام انریکو فرمی ودانشمند انگلیسی پاول دیراک کشف شده بود.مانند بیشتر ستاره ها مواددرون ستاره های کوتوله سفید بصورت یونی می باشد که در آن الکترونها از اتم مادر جدا شده اند(بخاطر تصادم بین اتمها) وچیزی که می بینیم دنیایی از الکترون ها وهسته ها می باشد.آن چیزی که فرمی ودیراک کشف کردند این بود که تا چه اندازه الکترونها می توانند تحت فشار بهم نزدیک شوند.الکترونها تمایلی ندارندکه با الکترون دیگر در یک مکان ویک سرعت مساوی قرار بگیرند هرچه آنها را بیشتر به سمت هم فشار دهیم سریعتر حرکت کرده وفرار می کنند.این حرکات منجر به فشاری می شود که فشار تبهگنی نامیده می شود.این فشار با فشار گرمایی معمولی که تنها به چگالی مواد تشکیل دهنده بستگی دارد متفاوت است وبجای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد.هرچه جرم ستاره ای که با داشتن فشار تبهگنی به حالت پایداری رسیده است بیشتر باشدحرکت الکترونهای درون آن سریع تر است تااینکه برای ستاره های با جرم مانند خورشید سرعت الکترونها به سرعت نور نزدیک می شود.تئوری نسبیت حرکت سریعتر از نور را ممنوع می کند بنابراین تصحیحاتی نسبیتی را باید برای محاسبه فشار تبهگنی درمورد چنین ستارگانی در نظر گرفت.بنابراین مشخص می شود که فشار با آهنگ کندتری نسبت به چگالی افزایش پیدا می کند.در سال 1931 چاندرا سخار ستاره شناس آمریکایی هندی الاصل با در نظر گرفتن روابط نسبیتی به بررسی ساختمان درونی کوتوله های سفید پرداخت.او نشان دادکه جرم یک کوتوله سفید نمی تواند از 1.4 برابر جرم خورشید بیشتر باشد(حد چاندراسخار). اگر جرم بیشتر از این باشد گرانش بر این فشار غلبه کرده وموجب رمبیدن ستاره در خود خواهد شد.ستارگان با جرم های اولیه بین 0.08 تا حدود 8 برابر جرم خورشید (که حدود 95 در صد از ستارگان کهکشان راه شیری را شامل می شود.)در نهایت به کوتوله سفید تبدیل خواهند شد.

تمام ستارگان با تابش کردن در فضا انرژی خودرا ازدست می دهند بنابراین با گذشت زمان گرانش که تمایل به چگالتر کردن ستاره دارد خود را بیشتر نشان می دهد.اگر ستاره در حالت عادی با کمک فشار گرمایی به حالت پایدار رسیده است برای پاسخ دادن به گرانش قویتر باید گرمتر بشود.یعنی بعد از کاهش انرژی بدلیل تابش٬ ستاره باید گرمتر شودواین خود به معنای ادامه  کاهش انرژی ٬ از طریق تابش است وهمچنان طی تکامل ستاره گرمتر وفشرده تر می شود وسرد شدن ورسیدن به انتهای مسیر تکامل  به آسانی رخ نمی دهد.اما در مورد کوتوله های سفید می دانیم که بر اثر پدیدارشدن فشار دژنره که مستقل از دمای ستاره هم می باشد٬ ستاره می تواند تمام انرژی درونی خود را به فضا بفرستد بدون اینکه ساختمان درونی اش تغییرکند(وگرانش بیشترموجب تکرار مراحل مانند آن چیزی که قبل از این اشاره شده است بشود)  وبدین ترتیب مراحل تکامل ستاره به انتهای خود نزدیک می شود ومی تواند به یک ستاره سرد و تاریک بانام کوتوله سیاه تبدیل شود.

عملا" شاهد هستیم ستاره بدنبال این مراحل شامل  هلیم وعناصر سنگین تر خواهد شدچراکه موجودی هیدروژن طی مراحل قبلی مصرف شده است.با توجه به حد چاندراسخار می دانیم که همه ستارگان در مراحل آخر تکامل  به چنین وضعیتی نمی رسند فقط ستاره هایی که جرم آنها زمان رسیدن به مرحله کوتوله سفید شدن کمتر از حد تعریف شده باشد به چنین وضعیتی می رسند.

در حال حاضر می دانیم که ستاره های سنگینتر به ستاره نوترونی یا سیاه چاله تبدیل می شوند.ستاره های نوترونی با فشار تبهگنی به پایداری نسبی می رسند البته نه با فشار تبهگنی الکترون بلکه با فشار تبهگنی نوترون.برای ستاره های نوترونی نیز حد جرم تعریف شده است ولی دقت آن به اندازه دقت تعریف حد جرم کوتوله های سفید نیست.

تاکنون کوتوله های سفید زیادی شناسایی شده اند که با ویژگیهای تئوری کوتوله های سفید همخوانی دارند.در حال حاضر بیشتر توجه به کوتوله های سفید در مجموعه ستاره های دوتایی بویژه زوجهایی که به دلیل پف کردن از ستاره همدم انتقال جرم از آن به سوی کوتوله سفید  وجود داشته باشد مورد توجه هستند.چنین سیتمهایی ستارگان متغییر انفجاری (CATACLYSMIC variable) نامیده می شوند وشامل نواختر ها و نواخترهای کوتوله میشوند.نشانه هایی نیز وجود دارد مبنی بر اینکه جمعیت زیادی از کوتوله های سفید کم فروغ در هاله کهکشان راه شیری وجود دارند.کوتوله های سفید در نمودار هرتسپرونگ راسل در پایین رشته اصلی ودر سمت چپ قرار دارند.

تلسکوپ فضایی هابل با آینه 2.4 متری و اپتیک پیشرفته اش رصدهای موفقیت آمیزی از کوتوله های سفید با دوربین میدان دید باز و سیاره ای خود انجام داده است. در اوت سال 1995، این دوربین بیش از 75 کوتوله سفید را در خوشه کروی M4 در صورت فلکی عقرب مشاهده کرد. این کوتوله های سفید چنان کم نور بودند که پرنورترین آنها از یک لامپ 100 واتی، که از فاصله ای معادل فاصله کره ماه مشاهده شود، درخشانتر نبود. M4 در فاصله 7000 سال نوری از ما واقع شده، اما نزدیکترین خوشه کروی به زمین است. همچنین این خوشه 14 میلیارد سال سن دارد، به همین دلیل