قزم أبيض

كان أول قزم أبيض تم اكتشافه في النظام النجمي الثلاثي 40 إريداني ، الذي يضم نجم التسلسل الرئيسي الساطع نسبيًا 40 إريداني أ ، والذي يدور حوله على مسافة بعيدة نظام ثنائي أقرب يتكون من القزم الأبيض 40 إريداني ب والقزم الأحمر 40 إريداني ج . اكتشف ويليام هيرشل الزوج 40 إريداني ب/ج في 31 يناير 1783. ^{[ 2 ]} في عام 1910، اكتشف هنري نوريس راسل وإدوارد تشارلز بيكرينغ وويليامينا فليمنغ  أن 40 إريداني ب ، على الرغم من كونه نجمًا خافتًا،  ينتمي إلى النوع الطيفي  أ، أو الأبيض. ^{[ 3 ]} كان هذا النجم خارج النمط المعتاد عندما أنشأ راسل لأول مرة مخططه الشهير الآن الذي يربط بين اللمعان (السطوع) والنوع الطيفي (اللون) . وقد أشار راسل علنًا إلى أن النوع الطيفي قد لا يكون صحيحًا. ^{[ 4 ] : 114} ومع ذلك، تم تأكيد النوع الطيفي لـ 40 إريداني ب بشكل مستقل في عام 1914 بواسطة والتر آدامز . ^{[ 5 ]} في عام 1939، استذكر راسل الاكتشاف ولاحظ أن بيكرينغ قد أشار إلى أن مثل هذه الاستثناءات تؤدي إلى اكتشافات مهمة، وفي هذه الحالة أدت إلى اكتشاف الأقزام البيضاء. ^{[ 6 ] : 1 [ 4 ]}

كان القزم الأبيض المرافق لنجم الشعرى اليمانية، المعروف باسم الشعرى اليمانية  ب، هو الاكتشاف التالي. خلال القرن التاسع عشر، أصبحت قياسات مواقع بعض النجوم دقيقة بما يكفي لرصد التغيرات الطفيفة في مواقعها. استخدم فريدريك بيسل قياسات المواقع لتحديد أن نجمي الشعرى اليمانية (ألفا  الكلب الأكبر) والشعرى اليمانية (ألفا  الكلب الأصغر) يغيران مواقعهما دوريًا. في عام 1844، تنبأ بيسل بأن لكل من النجمين رفيقًا غير مرئي. ^{[ 7 ]} وقدّر بيسل تقريبًا دورة رفيق الشعرى اليمانية بنحو نصف قرن؛ ^{[ 7 ]} وفي عام 1851، قام سي إيه إف بيترز بحساب مداره. ^{[ 8 ]} وفي 31  يناير 1862، رصد ألفان غراهام كلارك نجمًا غير مرئي سابقًا بالقرب من الشعرى اليمانية، والذي تم تحديده لاحقًا على أنه الرفيق المتوقع. ^{[ 8 ]} وفي عام 1915، أعلن آدمز أنه وجد أن طيف الشعرى اليمانية  ب مشابه لطيف الشعرى اليمانية. ^{[ 9 ]}

في عام 1917، اكتشف أدريان فان مانين نجم فان مانين ، وهو قزم أبيض معزول. ^{[ 10 ]} تُعرف هذه الأقزام البيضاء الثلاثة، وهي أول ما تم اكتشافه، بالأقزام البيضاء الكلاسيكية . ^{[ 6 ] : 2}

في عام ١٩٢٢، نشر ويليم لويتن سلسلة من ثلاث أوراق بحثية حول النجوم البيضاء الخافتة ذات الحركة الذاتية العالية ، أي أنها نجوم بيضاء منخفضة الإضاءة قريبة من الأرض. في ورقته البحثية الثالثة ^{[ ١١ ]} ، استخدم مصطلح "القزم "، الذي شاع استخدامه لاحقًا على يد آرثر إدينغتون باسم "القزم الأبيض" . ^{[ ٤ ] : ١١٨ [ ١٢ ]}  بحلول عام ١٩٣٩، تم اكتشاف ثمانية عشر قزمًا أبيض. ^{[ ٦ ] : ٣} واصل لويتن وآخرون البحث عن الأقزام البيضاء في أربعينيات القرن العشرين. بحلول عام ١٩٥٠، كان معروفًا أكثر من مئة قزم أبيض، ^{[ ١٣ ]} وبحلول عام ١٩٩٩، كان معروفًا أكثر من ألفي قزم أبيض. ^{[ ١٤ ]} منذ ذلك الحين، اكتشف مسح سلون الرقمي للسماء  أكثر من ٩٠٠٠ قزم أبيض، معظمها جديد. ^{[ ١٥ ]}

كانت الكثافة الهائلة للنجوم القزمة البيضاء لغزًا نظريًا في البداية. إذا كان النجم جزءًا من نظام ثنائي ، كما هو الحال مع سيريوس  ب أو 40  إريداني  ب، فمن الممكن تقدير كتلته من خلال رصد مداره الثنائي. وقد تم ذلك بالفعل لسيريوس  ب بحلول عام 1910، ^{[ 16 ]} مما أسفر عن تقدير لكتلته يبلغ 0.94 _{كتلة شمسية} ( وهو ما يتوافق جيدًا مع تقدير أحدث يبلغ 1.00 كتلة شمسية ₎ . ^{[ 17 ]} وبما أن الأجسام الأكثر سخونة تشع طاقة أكبر من الأجسام الأبرد، فيمكن تقدير سطوع سطح النجم من درجة حرارة سطحه الفعالة ، كما أن طيف النجم يعطي درجة حرارته. وإذا عُرف بُعد النجم، فيمكن أيضًا تقدير لمعانه المطلق. ومن اللمعان المطلق والبُعد، يمكن حساب مساحة سطح النجم ونصف قطره. أدى هذا النوع من التفكير إلى إدراكٍ حيّر علماء الفلك آنذاك، وهو أنه نظرًا لارتفاع درجة حرارة نجمي سيريوس ب و40 إريداني ب نسبيًا وانخفاض لمعانهما المطلق نسبيًا، فلا بد أنهما يتمتعان بكثافة عالية جدًا. عندما قدّر إرنست أوبيك كثافة النجوم الثنائية المرئية عام 1916، وجد أن كثافة 40 إريداني ب تزيد عن       25000 ضعف  ارتفاع الشمس ، التي كانت عالية جدًا لدرجة أنه وصفها بأنها "مستحيلة". ^{[ 18 ]} كما قال إدينغتون في عام 1927:

نتعرف على النجوم من خلال استقبال وتفسير الرسائل التي يحملها لنا ضوؤها. رسالة رفيق سيريوس، عند فك شفرتها، كانت كالتالي: "أنا مكون من مادة  أكثر كثافة بثلاثة آلاف مرة من أي شيء رأيته من قبل؛ طن من مادتي سيكون قطعة صغيرة يمكنك وضعها في علبة كبريت." ما هو الرد الذي يمكن للمرء أن يقدمه على مثل هذه الرسالة؟ كان الرد الذي قدمه معظمنا في عام 1914 هو: "اصمت. لا تتفوه بالهراء." ^{[ 19 ] : 50}

تُصبح هذه الكثافات ممكنة لأن مادة الأقزام البيضاء لا تتكون من ذرات مرتبطة بروابط كيميائية ، بل تتكون من بلازما من نوى وإلكترونات غير مرتبطة. ولذلك ، لا يوجد ما يمنع وضع النوى أقرب من المعتاد، نظرًا لأن مدارات الإلكترونات محدودة بالمادة العادية. ^{[ 12 ]} تساءل إدينغتون عما سيحدث عندما تبرد هذه البلازما وتصبح الطاقة اللازمة لإبقاء الذرات متأينة غير كافية. وقد حُلّت هذه المفارقة بواسطة آر إتش فاولر عام 1926 بتطبيق ميكانيكا الكم المُستحدثة . ^{[ 20 ]} وبما أن الإلكترونات تخضع لمبدأ استبعاد باولي ، فلا يمكن لإلكترونين أن يشغلا نفس الحالة ، ويجب أن يخضعا لإحصاءات فيرمي-ديراك ، التي طُرحت أيضًا عام 1926 لتحديد التوزيع الإحصائي للجسيمات التي تُحقق مبدأ استبعاد باولي. ^{[ 21 ]} عند درجة حرارة الصفر المطلق، لا يمكن أن تشغل جميع الإلكترونات الحالة ذات الطاقة الأدنى، أو الحالة الأرضية . سيضطر بعضها إلى شغل مستويات طاقة أعلى، مُشكلةً نطاقًا من أدنى مستويات الطاقة المتاحة، وهو بحر فيرمي . هذه الحالة من الإلكترونات، والتي تُسمى حالة الانحلال ، تعني أن القزم الأبيض يمكن أن يبرد إلى درجة حرارة الصفر المطلق ويظل يمتلك طاقة عالية. ^{[ 20 ]}

يُعدّ وجود كتلة حدية لا يمكن لأي قزم أبيض تجاوزها دون أن ينهار إلى نجم نيوتروني نتيجة أخرى لضغط انحلال الإلكترونات الذي يدعمه. وقد حُسبت هذه الكتل الحدية لحالات نجم مثالي ذي كثافة ثابتة عام 1929 بواسطة ويلهلم أندرسون ^{[ 22 ]} ، وعام 1930 بواسطة إدموند سي. ستونر ^{[ 23 ]} . وتم تصحيح هذه القيمة بمراعاة التوازن الهيدروستاتيكي لملف الكثافة، ونُشرت القيمة المعروفة حاليًا لهذا الحد لأول مرة عام 1931 بواسطة سوبرامانيان تشاندراسيكار في بحثه "الحد الأقصى لكتلة الأقزام البيضاء المثالية" ^{[ 24 ]} _{. وبالنسبة لقزم أبيض} غير دوّار، فإنها تساوي تقريبًا 5.7 M☉ / _μe² ^،  حيث μe هو متوسط ​​الوزن الجزيئي لكل إلكترون في النجم. ^{[ 25 ] : المعادلة (63).} بما أن الكربون-12 والأكسجين-16، اللذين يشكلان المكون الرئيسي للقزم الأبيض الكربوني-الأكسجيني، لهما _عدد ذري ​​يساوي نصف وزنهما الذري ، فإنه ينبغي اعتبار μe مساويًا لـ 2 لمثل هذا النجم، مما يؤدي إلى القيمة الشائعة 1.4 M☉ _. (في مطلع القرن العشرين ، كان هناك ما يدعو للاعتقاد بأن النجوم تتكون أساسًا من عناصر ثقيلة، ^{[ 23 ] : 955،} لذا، في بحثه المنشور عام 1931، حدد تشاندراسيكار متوسط ​​الوزن الجزيئي لكل إلكترون، μe _، مساويًا لـ 2.5، مما أعطى حدًا أقصى قدره 0.91 M☉ ₎ . حصل تشاندراسيكار، بالاشتراك مع ويليام ألفريد فاولر ، على جائزة نوبل عن هذا العمل وغيره عام 1983. ^{[ 26 ]} تُعرف الكتلة الحدية الآن باسم حد تشاندراسيكار . ^{[ 27 ]}   

A typical white dwarf star, a CO white dwarf, is 99% carbon and oxygen by mass, with the remainder being a thin layer of He and H. Main sequence stars close to the upper mass limit of 10 M_☉ are thought to fuse carbon into neon, forming O-Ne white dwarf stars. Very light stars, below 0.6 M_☉ never fuse He into carbon and oxygen so they form He-core white dwarfs.^[36]:4 It takes more time than the age of the universe for a light star to burn through its fuel, so any observed He-core white dwarfs are expected to result from mass loss to a companion in an interacting binary star system.^[40]

إذا تراكمت على قزم أبيض من الكربون والأكسجين كمية كافية من المادة لتصل إلى حد تشاندراسيكار، الذي يبلغ حوالي 1.44 كتلة شمسية (لنجم غير دوار)، فلن يتمكن من الحفاظ على معظم كتلته بفعل ضغط انحلال الإلكترونات ^{[ 41 ]} ، وفي غياب التفاعلات النووية، سيبدأ بالانهيار. ^{[ 42 ] [ 43 ]} ويُعتقد حاليًا أن هذا الحد لا يُبلغ عادةً؛ إذ يؤدي ارتفاع درجة الحرارة والكثافة داخل النواة إلى إشعال اندماج الكربون مع اقتراب النجم من الحد (في حدود 1% تقريبًا) قبل بدء الانهيار. ^{[ 43 ] [ 44 ]} في المقابل، بالنسبة لنواة تتكون أساسًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم، فإن القزم الأبيض المنهار سيُشكّل عادةً نجمًا نيوترونيًا . في هذه الحالة، لن يُقذف سوى جزء ضئيل من كتلة النجم أثناء الانهيار. ^{[ 41 ]}

إذا تراكمت كمية كافية من المادة من نجم مرافق على نجم قزم أبيض لرفع درجة حرارة نواته إلى الحد الذي يُشعل اندماج الكربون ، فسيتعرض لاندماج نووي متسارع ، مما يؤدي إلى تدميره بالكامل. هناك ثلاث طرق يُفترض أن يحدث من خلالها هذا الانفجار: التراكم المستقر للمادة من نجم مرافق، أو اصطدام قزمين أبيضين، أو التراكم الذي يُسبب اشتعالًا في غلاف يُشعل بدوره النواة. لا تزال الآلية السائدة لإنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia غير واضحة. ^{[ 45 ]} على الرغم من هذا الغموض حول كيفية إنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia، إلا أنها تتميز بخصائص متجانسة للغاية، وتُعد شموعًا معيارية مفيدة لقياس المسافات بين المجرات. يلزم إجراء بعض المعايرات للتعويض عن التغير التدريجي في الخصائص أو اختلاف ترددات المستعرات العظمى ذات اللمعان غير الطبيعي عند الانزياح الأحمر العالي، وللاختلافات الطفيفة في السطوع التي يتم تحديدها من خلال شكل منحنى الضوء أو الطيف. ^{[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ]}

يمكن تقدير العلاقة بين كتلة ونصف قطر الأقزام البيضاء باستخدام معادلة حالة غاز فيرمي غير النسبية، والتي تعطي ^{[ 49 ] : 25}

$${\displaystyle {\frac {R}{R_{\odot }}}\approx 0.012\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{-1/3}\left({\frac {\mu _{e}}{2}}\right)^{-5/3},}$$

حيث R هو نصف القطر، وM هي كتلة القزم الأبيض، والرمز السفلي${\displaystyle \odot }$يشير إلى الشمس؛ لذلك${\displaystyle {R}/{R_{\odot }}}$نصف القطر بوحدات نصف القطر الشمسي و${\displaystyle {M}/{M_{\odot }}}$الكتلة بوحدات الكتلة الشمسية . الجهد الكيميائي ،${\displaystyle \mu _{e}}$هي خاصية ديناميكية حرارية تُعطي التغير في الطاقة عند إضافة إلكترون واحد أو إزالته؛ وهي ترتبط بتركيب النجم. وقد تم اختبار المعالجة العددية لنماذج أكثر اكتمالاً مقابل البيانات الرصدية، وكانت النتائج متوافقة بشكل جيد. ^{[ 50 ]}

بما أن هذا التحليل يستخدم الصيغة غير النسبية p² ^/ 2m للطاقة الحركية، فهو غير نسبي. عندما تقترب سرعة الإلكترون في قزم أبيض من سرعة الضوء ، تقترب صيغة الطاقة الحركية من pc، حيث c هي سرعة الضوء، ويمكن إثبات أن نموذج غاز فيرمي لا يمتلك حالة توازن مستقرة في الحد النسبي الفائق . على وجه الخصوص، يُعطي هذا التحليل الكتلة القصوى للقزم الأبيض، وهي: ^{[ 49 ]}

$${\displaystyle M_{\rm {limit}}\approx 1.46\left({\frac {\mu _{e}}{2}}\right)^{-2}}$$

تشير ملاحظة العديد من النجوم القزمة البيضاء إلى أنها إما بدأت بكتل مشابهة لكتلة الشمس أو أن شيئًا ما حدث بشكل كبير أدى إلى تقليل كتلتها. ^{[ 49 ]}

للحصول على حساب أكثر دقة لعلاقة الكتلة بنصف القطر والكتلة الحدية للقزم الأبيض، يجب حساب معادلة الحالة التي تصف العلاقة بين الكثافة والضغط في مادة القزم الأبيض. إذا تم اعتبار الكثافة والضغط دالتين لنصف القطر من مركز النجم، فيمكن حل نظام المعادلات المكون من معادلة التوازن الهيدروستاتيكي ومعادلة الحالة لإيجاد بنية القزم الأبيض عند حالة الاتزان. في الحالة غير النسبية، يتناسب نصف القطر عكسيًا مع الجذر التكعيبي للكتلة. ^{[ 25 ] : المعادلة (80).} ستؤدي التصحيحات النسبية إلى تغيير النتيجة بحيث يصبح نصف القطر صفرًا عند قيمة محددة للكتلة. هذه هي القيمة الحدية للكتلة - والتي تُسمى حد تشاندراسيكار - حيث لا يمكن دعم القزم الأبيض بضغط انحلال الإلكترونات. يوضح الرسم البياني على اليمين نتيجة هذا الحساب. يوضح الشكل كيف يتغير نصف القطر مع الكتلة في نموذجين للقزم الأبيض: غير النسبي (المنحنى الأزرق) والنسبي (المنحنى الأخضر). يعامل كلا النموذجين القزم الأبيض كغاز فيرمي بارد في حالة توازن هيدروستاتيكي. تم تحديد متوسط ​​الوزن الجزيئي لكل إلكترون، μe _، مساويًا لـ 2. يُقاس نصف القطر بوحدات نصف القطر الشمسي القياسية، والكتلة بوحدات الكتلة الشمسية القياسية. ^{[ 25 ] [ 51 ]}

تفترض هذه الحسابات جميعها أن القزم الأبيض غير دوّار. إذا كان القزم الأبيض دوّارًا، فيجب تعديل معادلة التوازن الهيدروستاتيكي لمراعاة القوة الزائفة الطاردة المركزية الناتجة عن العمل في إطار مرجعي دوّار . ^{[ 52 ]} بالنسبة للقزم الأبيض الدوّار بانتظام، تزداد الكتلة الحدية بشكل طفيف فقط. إذا سُمح للنجم بالدوران بشكل غير منتظم، وتم إهمال اللزوجة ، فكما أشار فريد هويل عام 1947، ^{[ 53 ]} لا يوجد حد للكتلة التي يمكن أن يكون عندها نموذج القزم الأبيض في حالة توازن سكوني. لن تكون جميع هذه النماذج النجمية مستقرة ديناميكيًا . ^{[ 54 ]}

تناولت الدراسات الرياضية الدقيقة موضوع الأقزام البيضاء الدوارة وتقديرات قطرها بدلالة السرعة الزاوية للدوران. ^{[ 55 ]} كما تم تحليل البنية الدقيقة للحدود الحرة للأقزام البيضاء رياضياً بدقة. ^{[ 56 ]}

مخطط هرتزبرونغ-راسل

النوع الطيفي

يا

ب

أ

F

جي

ك

م

ل

تي

الأقزام البنية

الأقزام البيضاء

الأقزام الحمراء

الأقزام الفرعية

التسلسل الرئيسي "الأقزام"

العمالقة الفرعية

العمالقة

العمالقة الحمر

العمالقة الزرقاء

عمالقة ساطعة

العمالقة الخارقون

عملاق أحمر

العمالقة

المقدار المطلق ( M _V )

تتميز الأقزام البيضاء بانخفاض لمعانها ، ولذلك تشغل شريطًا في أسفل مخطط هرتزبرونغ-راسل ، وهو رسم بياني يوضح العلاقة بين لمعان النجم ولونه أو درجة حرارته. يجب عدم الخلط بينها وبين الأجسام منخفضة اللمعان في الطرف ذي الكتلة المنخفضة من التسلسل الرئيسي، مثل الأقزام الحمراء التي تندمج فيها الهيدروجين ، والتي تُدعم نواتها جزئيًا بالضغط الحراري، ^{[ 57 ]} أو الأقزام البنية ذات درجة الحرارة المنخفضة . ^{[ 58 ]} يتفاوت الإشعاع المرئي المنبعث من الأقزام البيضاء على نطاق واسع من الألوان، من اللون الأزرق المائل للبياض لنجم من النوع O أو B أو A في التسلسل الرئيسي إلى اللون البرتقالي المصفر لنجم من النوع K المتأخر أو M المبكر. ^{[ 59 ]} يتفاوت لمعان الأقزام البيضاء على مدى سبعة رتب مقدارية، من أكثر من 100 ضعف لمعان الشمس إلى أقل من 1 / 10000 ضعف درجةحرارة الشمس. ^{[ 60 ]} بافتراضقانون ستيفان-بولتزمان، الذي يربط اللمعان بالقوة الرابعة لدرجة حرارة السطح الفعالة، فإن درجات حرارة السطح الفعالة للأقزام البيضاء تمتد من أكثر منتتراوح درجات حرارة الأقزام البيضاء الساخنة من 150000 كلفن [ ^{14 ] إلى} أقل بقليل من 4000 كلفن ^[ 61] [60] . وتتجاوز درجات حرارة سطحها 150000 كلفن. ^{[ 61 ] [ 60 ]} لوحظ أن النجوم التي تبلغ درجة حرارتها 30000 كلفن تُعد مصادر للأشعة السينية اللينة (أي ذات الطاقة المنخفضة) . وهذا يُتيح دراسة تركيب وبنية أغلفة هذه النجوم من خلال رصد الأشعة السينية اللينة والأشعة فوق البنفسجية القصوى . ^{[ 62 ]}

تشع الأقزام البيضاء أيضًا النيوترينوات عبر عملية أوركا . ^{[ 63 ]} يكون لهذه العملية تأثير أكبر على الأقزام البيضاء الأكثر سخونة والأصغر عمرًا. نظرًا لقدرة النيوترينوات على اختراق بلازما النجوم بسهولة، فإنها تستطيع استنزاف الطاقة مباشرةً من باطن القزم؛ وتُعد هذه الآلية المساهمة الرئيسية في تبريد القزم الأبيض خلال العشرين مليون سنة الأولى تقريبًا من وجوده. ^{[ 36 ]}

تتميز المادة المتدهورة التي تشكل الجزء الأكبر من القزم الأبيض بانخفاض عتامة الإشعاع ، لأن امتصاص أي فوتون يتطلب انتقال الإلكترون إلى مستوى طاقة أعلى فارغ، وهو أمر قد لا يكون ممكنًا نظرًا لأن طاقة الفوتون قد لا تتناسب مع مستويات الطاقة الكمومية المتاحة لهذا الإلكترون. وبالتالي، يكون انتقال الحرارة الإشعاعي داخل القزم الأبيض منخفضًا، ولكنه يتميز بموصلية حرارية عالية . ونتيجة لذلك، يحافظ باطن القزم الأبيض على درجة حرارة شبه موحدة أثناء تبريده، بدءًا من حوالي 10 درجات مئوية.⁸ كلفن بعد فترة وجيزة من تكوين القزم الأبيض، ويصل إلى أقل من10^٦ كلفنلأبرد الأقزام البيضاء المعروفة. ^{[ ٣٦ ]} يحيط غلاف خارجي من المادة غير المتدهورة بنواة متدهورة. تشع الطبقات الخارجية، الأبرد من الداخل، بشكل مشابهلجسم أسود. يبقى القزم الأبيض مرئيًا لفترة طويلة، حيث يشع غلافه الجوي الخارجي الرقيق ببطء المحتوى الحراري لداخله المتدهور. ^{[ ٣٦ ]}

كما أوضح ليون ميستل عام ١٩٥٢، ما لم يكتسب القزم الأبيض مادة من نجم مرافق أو مصدر آخر، فإن إشعاعه ينبع من حرارته المخزنة التي لا تُستعاد. ^{[ ٦٤ ] [ ٦٥ ] : §٢.١} تتميز الأقزام البيضاء بصغر مساحة سطحها التي تشع منها هذه الحرارة، لذا فهي تبرد تدريجيًا، وتبقى ساخنة لفترة طويلة. ^{[ ٦٦ ]} ومع تبريد القزم الأبيض، تنخفض درجة حرارة سطحه، ويحمرّ الإشعاع المنبعث منه، ويقلّ لمعانه. وبما أن القزم الأبيض لا يملك مصدرًا آخر للطاقة سوى الإشعاع، فإن تبريده يتباطأ مع مرور الوقت. وقد قُدِّر معدل التبريد لقزم أبيض كربوني كتلته ٠.٥٩ _كتلة شمسية وله غلاف جوي من الهيدروجين . بعد أن استغرق التبريد الأولي حوالي 1.5 مليار سنة للوصول إلى درجة حرارة سطحية تبلغ 7140 كلفن، استغرق التبريد بمقدار 500 كلفن إضافية تقريبًا إلى 6590 كلفن حوالي 0.3 مليار سنة، لكن الخطوتين التاليتين اللتين تبلغان حوالي 500 كلفن (إلى 6030 كلفن و5550 كلفن) استغرقتا أولًا 0.4 مليار سنة ثم 1.1 مليار سنة. ^{[ 67 ] : الجدول 2}         

تتميز معظم الأقزام البيضاء المرصودة بدرجات حرارة سطحية عالية نسبيًا، تتراوح بين 8000  كلفن و٤٠٠٠٠ كلفن  . ^[ ١٥ ^{] [ ١٤ ] مع ذلك ،} يُعدّ هذا تأثيرًا انتقائيًا : فالأقزام البيضاء الأكثر سخونة وإضاءةً أسهل في الرصد. يقضي القزم الأبيض معظم عمره عند درجات حرارة منخفضة: يوجد عدد أكبر من الأقزام البيضاء الباردة مقارنةً بالأقزام البيضاء الساخنة. ^{[ ٦٨ ]} يتوقف هذا الاتجاه عند الأقزام البيضاء شديدة البرودة؛ إذ يُرصد عدد قليل من الأقزام البيضاء ذات درجات حرارة سطحية أقل من ٤٠٠٠٠ كلفن.تبلغ درجة حرارة القزم الأبيض 4000  كلفن ، ^{[ 69 ]} بينما تبلغ درجة حرارة سطح القزم الأبيض WD J2147–4035 ، وهو من أبرد الأقزام البيضاء التي رُصدت حتى الآن، حوالي 3050  كلفن. ^{[ 70 ]} ويعود السبب في ذلك إلى أن عمر الكون محدود؛ ^{[ 71 ] [ 72 ]} فلم يتسنَّ للأقزام البيضاء أن تبرد إلى ما دون هذه الدرجة. ولذلك، يمكن استخدام دالة لمعان القزم الأبيض لتحديد وقت بدء تكوّن النجوم في منطقة ما؛ ويُقدَّر عمر قرص مجرتنا ، الذي تم التوصل إليه بهذه الطريقة، بثمانية  مليارات سنة. ^{[ 68 ]} وفي نهاية المطاف، سيبرد القزم الأبيض، بعد تريليونات السنين، ليصبح قزمًا أسود غير مُشعّ ، في حالة توازن حراري تقريبي مع محيطه ومع إشعاع الخلفية الكونية . ولا يُعتقد بوجود أي أقزام سوداء حتى الآن. ^{[ 35 ]}

عند درجات حرارة منخفضة جدًا (أقل من 4000 كلفن)، تتأثر الأقزام البيضاء التي تحتوي على الهيدروجين في غلافها الجوي بامتصاص ناتج عن تصادم جزيئات الهيدروجين مع ذرات الهيليوم. يؤثر هذا على سطوعها في نطاقي الضوء الأحمر والأشعة تحت الحمراء، خاصةً تلك التي تحتوي على الهيدروجين أو مزيج من الهيدروجين والهيليوم. ونتيجةً لذلك، تبدو الأقزام البيضاء القديمة ذات هذا النوع من الغلاف الجوي أكثر زرقة من الأقزام البيضاء في مراحل التبريد الرئيسية. أما الأقزام البيضاء ذات الأغلفة الجوية الفقيرة بالهيدروجين، مثل WD J2147–4035، فهي أقل تأثرًا بامتصاص ناتج عن تصادم جزيئات الهيدروجين، ولذلك يتراوح لونها بين الأصفر والبرتقالي. ^{[ 73 ] [ 70 ]}

مادة لب القزم الأبيض عبارة عن بلازما متأينة بالكامل - خليط من النوى والإلكترونات - تكون في البداية في حالة سائلة. وقد تنبأت الدراسات النظرية في ستينيات القرن الماضي بأنه في مرحلة متأخرة من التبريد، ستتبلور هذه المادة إلى حالة صلبة، بدءًا من مركزها. ^{[ 74 ]} يُعتقد أن البنية البلورية عبارة عن شبكة مكعبة مركزية الجسم . ^{[ 31 ] [ 75 ]} في عام 1995، اقتُرح أن الملاحظات الزلزالية النجمية للأقزام البيضاء النابضة تُتيح اختبارًا محتملاً لنظرية التبلور، ^{[ 76 ]} وفي عام 2004، أشارت الملاحظات إلى أن حوالي 90% من كتلة BPM 37093 قد تبلورت. ^{[ 77 ] [ 78 ] [ 79 ]} وتشير دراسات أخرى إلى أن نسبة الكتلة المتبلورة تتراوح بين 32% و82%. ^{[ 80 ]}

عندما يتحول لب القزم الأبيض إلى الحالة الصلبة، تنطلق حرارة كامنة ، مما يوفر مصدرًا للطاقة الحرارية التي تؤخر تبريده. ^{[ 81 ]} ومن الآليات الأخرى المقترحة لتفسير هذه الظاهرة الشاذة في التبريد في بعض أنواع الأقزام البيضاء، عملية التقطير بين الطورين الصلب والسائل: حيث تطفو البلورات المتكونة في اللب إلى الأعلى، مما يؤدي إلى إزاحة السائل الأثقل إلى الأسفل، وبالتالي إطلاق صافٍ للطاقة الجاذبية. ^{[ 82 ]} ويمكن أن يؤدي التجزؤ الكيميائي بين الأنواع الأيونية في خليط البلازما إلى إطلاق كمية مماثلة أو حتى أكبر من الطاقة. ^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]} وقد تأكد إطلاق هذه الطاقة لأول مرة في عام 2019 بعد تحديد تراكم في تسلسل التبريد لأكثر من^تم رصد 15000 قزم أبيض بواسطة القمر الصناعي جايا . ^[ 86 ^]

تتشكل الأقزام البيضاء الهيليومية منخفضة الكتلة (كتلتها أقل من 0.20 كتلة _شمسية )، والتي يُشار إليها غالبًا بالأقزام البيضاء منخفضة الكتلة للغاية، في الأنظمة الثنائية. ونتيجةً لأغلفتها الغنية بالهيدروجين، قد يُبقي احتراق الهيدروجين المتبقي عبر دورة CNO هذه الأقزام البيضاء ساخنة لمئات الملايين من السنين. ^{[ 87 ]} إضافةً إلى ذلك، تبقى هذه الأقزام في مرحلة القزم الأبيض الأولي المتضخم لمدة تصل إلى ملياري سنة قبل أن تصل إلى مرحلة التبريد. ^{[ 88 ]}  

على الرغم من الاعتقاد السائد بأن معظم الأقزام البيضاء تتكون من الكربون والأكسجين، إلا أن التحليل الطيفي يُظهر عادةً أن الضوء المنبعث منها يأتي من غلاف جوي يُلاحظ أنه يهيمن عليه الهيدروجين أو الهيليوم . وعادةً ما يكون العنصر السائد  أكثر وفرةً بألف مرة على الأقل من جميع العناصر الأخرى. وكما أوضح شاتزمان في أربعينيات القرن العشرين، يُعتقد أن الجاذبية السطحية العالية تُسبب هذه النقاوة من خلال فصل الغلاف الجوي بفعل الجاذبية، بحيث تكون العناصر الثقيلة في الأسفل والعناصر الأخف في الأعلى. ^{[ 90 ] [ 91 ] : §§5–6.} ويُعتقد أن هذا الغلاف الجوي، وهو الجزء الوحيد المرئي لنا من القزم الأبيض، هو الجزء العلوي من غلاف متبقٍ من غلاف النجم في مرحلة العملاق المقارب (AGB) ، وقد يحتوي أيضًا على مواد متراكمة من الوسط بين النجوم . يُعتقد أن الغلاف يتكون من طبقة غنية بالهيليوم لا تتجاوز كتلتها 1/100 من إجمالي كتلة النجم، والتي، إذا كان الغلاف الجوي يهيمن عليه الهيدروجين، تعلوها طبقة غنية بالهيدروجين تبلغ كتلتها حوالي 1/10010000 من ^{إجمالي كتلة} النجم. ^[ 60 ^{] [ 49]:§§4–5}

على الرغم من رقتها، تحدد هذه الطبقات الخارجية التطور الحراري للقزم الأبيض. الإلكترونات المتدهورة في كتلة القزم الأبيض موصلة جيدة للحرارة. لذلك، تتركز معظم كتلة القزم الأبيض عند درجة حرارة متقاربة ( متساوية الحرارة )، وهو ساخن أيضًا: قزم أبيض ذو درجة حرارة سطحية تتراوح بين8000  كلفن و ستكون درجة حرارة النواة عند 16000 كلفن تقريبًا بين5,000,000 كلفن  و​​20,000,000 كلفن .  لا يبرد القزم الأبيض بسرعة كبيرة إلا بسبب عتامة طبقاته الخارجية للإشعاع ^{. [} 60 ^]

يبدو أن أول محاولة لتصنيف أطياف الأقزام البيضاء كانت من قِبل جي بي كويبر عام 1941، ^{[ 59 ] [ 92 ]} وقد تم اقتراح واستخدام العديد من أنظمة التصنيف منذ ذلك الحين. ^{[ 93 ] [ 94 ]} النظام المستخدم حاليًا قدمه إدوارد إم. سيون وجيسي إل. غرينشتاين وشركاؤهما في عام 1983، وتم تنقيحه عدة مرات لاحقًا. يصنف هذا النظام الطيف برمز يتكون من الحرف D، وحرف يصف السمة الرئيسية للطيف، متبوعًا بتسلسل اختياري من الأحرف يصف السمات الثانوية للطيف (كما هو موضح في الجدول المجاور)، ورقم مؤشر درجة الحرارة، الذي يُحسب بقسمة50400 كلفن  حسب درجة الحرارة الفعالة . على سبيل المثال، قزم أبيض يحتوي طيفه على خطوط هيليوم أحادي فقط ^ودرجة حرارة فعالة تبلغ يمكن تصنيف النجوم التي تبلغ درجة حرارتها 15000 كلفن ضمن فئة "DB3"، أو "DB3.5" إذا اقتضت دقة قياس درجة الحرارة ذلك. وبالمثل، فإن القزم الأبيض ذو المجال المغناطيسي المستقطب ، ودرجة حرارته الفعالة تبلغعند درجة حرارة 17000 كلفن  ، وطيف تهيمن عليه خطوط الهيليوم الأول (He ^I) ويحتوي أيضًا على خصائص الهيدروجين، يمكن تصنيفه ضمن فئة DBAP3. ويمكن استخدام الرمزين "؟" و":" في حال عدم التأكد من التصنيف الصحيح. ^{[ 14 ] [ 59 ]}

الأقزام البيضاء المصنفة طيفيًا بشكل أساسي ضمن فئة DA تمتلك أغلفة جوية غنية بالهيدروجين. وهي تشكل غالبية الأقزام البيضاء المرصودة، بنسبة تقارب 80%. ^{[ 60 ]} تليها في العدد فئة DB، بنسبة تقارب 16%. ^{[ 33 ]} أما الأقزام البيضاء الساخنة، فهي أعلى من ذلك.عند درجة حرارة 15000 كلفن  ، تتميز فئة DQ (حوالي 0.1%) بأغلفة جوية يهيمن عليها الكربون. ^{[ 95 ]} أما المصنفة ضمن فئات DB وDC وDO وDZ وDQ الباردة، فتتميز بأغلفة جوية يهيمن عليها الهيليوم. وبافتراض عدم وجود الكربون والمعادن، فإن التصنيف الطيفي يعتمد على درجة الحرارة الفعالة.100000 ألف  إلى​عند درجة حرارة 45000 كلفن  ، سيُصنف الطيف على أنه من النوع DO، والذي يهيمن عليه الهيليوم المتأين أحاديًا.30000 ألف  إلى​عند درجة حرارة 12000 كلفن  ، سيكون الطيف ثنائي اللون (DB)، ويظهر خطوط الهيليوم المتعادل، وأقل من ذلك بحواليعند 12000 كلفن  ، سيكون الطيف بلا ملامح ويُصنف كتيار مستمر. ^{[ 49 ] : §2.4 [ 60 ]}

تم رصد الهيدروجين الجزيئي ( H₂ ₎ في أطياف أغلفة بعض الأقزام البيضاء. ^{[ 96 ]} وبينما تشير الدراسات النظرية إلى أن بعض أنواع الأقزام البيضاء قد تمتلك هالة نجمية ، إلا أن عمليات البحث في نطاقات الأشعة السينية والموجات الراديوية، حيث يسهل رصد الهالات، لم تُكلل بالنجاح. ^{[ 97 ] [ 98 ]}

لوحظ أن بعض الأقزام البيضاء تمتلك غلافاً جوياً غير متجانس، حيث يهيمن الهيدروجين على أحد جانبيه والهيليوم على الجانب الآخر. ^{[ 99 ]}

الأقزام البيضاء الغنية بالمعادن

تحتوي أطياف ما بين 25 و33% من الأقزام البيضاء على خطوط معدنية، وهو أمرٌ جديرٌ بالملاحظة لأن أي عناصر ثقيلة في القزم الأبيض ستغوص إلى باطن النجم في جزءٍ صغيرٍ من عمره. ^{[ 100 ]} التفسير السائد لغنى الأقزام البيضاء بالمعادن هو أنها استوعبت مؤخرًا كويكبات صخرية . ^{[ 100 ]} يمكن قياس التركيب الكيميائي الإجمالي للجسم المستوعب من خلال شدة الخطوط المعدنية. على سبيل المثال، خلصت دراسةٌ أُجريت عام 2015 على القزم الأبيض Ton  345 إلى أن وفرة المعادن فيه تتوافق مع وفرة كوكبٍ صخريٍّ متمايزٍ تآكل غلافه بفعل رياح النجم المضيف خلال مرحلة فرع العملاق المقارب . ^{[ 101 ]}

تنبأ بي إم إس بلاكيت عام 1947 بوجود مجالات مغناطيسية في الأقزام البيضاء بقوة تقارب مليون غاوس ( 100 تسلا ) على سطحها ، وذلك نتيجة لقانون فيزيائي اقترحه، ينص على أن الجسم الدوار غير المشحون يُولّد مجالًا مغناطيسيًا يتناسب مع زخمه الزاوي . ^{[ 102 ]} لم يُقبل هذا القانون المفترض، والذي يُطلق عليه أحيانًا تأثير بلاكيت ، على نطاق واسع، وبحلول خمسينيات القرن العشرين، شعر بلاكيت نفسه بأنه قد دُحض. ^{[ 103 ] : 39-43.} في ستينيات القرن العشرين، طُرحت فرضية أن الأقزام البيضاء قد تمتلك مجالات مغناطيسية نتيجةً لحفظ التدفق المغناطيسي السطحي الكلي الموجود في طور النجم الأصلي. ^{[ 104 ]} وبالتالي ، فإن المجال المغناطيسي السطحي الذي يبلغ حوالي 100 غاوس (0.01 تسلا) في النجم الأصلي سيتحول إلى مجال مغناطيسي سطحي بقوة تقارب 100 غاوس (0.01 تسلا) . 100 × 100² = مليون ^غاوس (100 تسلا) بعد أن تقلص نصف قطر النجم بمقدار 100 ضعف. ^{[ 91 ] : §8 [ 105 ] : 484.} كان أول قزم أبيض مغناطيسي يُكتشف هو GJ 742 (المعروف أيضًا باسم GRW +70 8247 )، والذي حدده جيمس كيمب وجون سويدلوند وجون لاندستريت وروجر أنجيل في عام 1970 على أنه يمتلك مجالًا مغناطيسيًا من خلال انبعاثه لضوء مستقطب دائريًا . ^{[ 106 ]} يُعتقد أن لديه مجالًا سطحيًا يبلغ حوالي 300 مليون غاوس (30 كيلو تسلا). ^{[ 91 ] : §8}           

منذ عام 1970، تم اكتشاف المجالات المغناطيسية في أكثر من 200  قزم أبيض، تتراوح بين2 × 10 ³ إلى10⁹ ^غاوس  (من 0.2  تسلا إلى 100  كيلو تسلا). ^{[ 107 ]} يتم تحديد العديد من الأقزام البيضاء المغناطيسية المعروفة حاليًا باستخدام مطيافية منخفضة الدقة، والتي تكشف عن وجود مجال مغناطيسي بقوة 1  ميغا غاوس أو أكثر. وبالتالي، فإن عملية التحديد الأساسية تؤدي أحيانًا إلى اكتشاف مجالات مغناطيسية. ^{[ 108 ]} يمكن أيضًا قياس المجالات المغناطيسية للأقزام البيضاء دون استخدام خطوط طيفية، وذلك باستخدام تقنيات الاستقطاب الدائري واسع النطاق ، أو ربما من خلال قياس ترددات انبعاثاتها الراديوية عبر ليزر السيكلوترون الإلكتروني . ^{[ 98 ]} تشير التقديرات إلى أن 10% على الأقل من الأقزام البيضاء تمتلك مجالات مغناطيسية تتجاوز  مليون غاوس (100  تسلا). ^{[ 109 ] [ 110 ]} قد تسمح المجالات المغناطيسية في القزم الأبيض بوجود نوع جديد من الروابط الكيميائية ، وهو الرابطة البارامغناطيسية العمودية ، بالإضافة إلى الروابط الأيونية والتساهمية ، على الرغم من أنه من المتوقع أن يكون اكتشاف الجزيئات المرتبطة بهذه الطريقة صعبًا. ^{[ 111 ]}

تم تحديد القزم الأبيض شديد المغناطيسية في النظام الثنائي AR Scorpii في عام 2016 كأول نجم نابض يكون فيه الجسم المضغوط قزمًا أبيض بدلًا من نجم نيوتروني. ^{[ 112 ]} واكتُشف نجم نابض ثانٍ من نوع القزم الأبيض في عام 2023. ^{[ 113 ]}

توجد جميع النجوم القزمة البيضاء التي تقل كتلتها عن 25% من كتلة الشمس في أنظمة النجوم الثنائية . وتنخفض نسبة الأقزام البيضاء في الأنظمة الثنائية إلى 34% للكتل التي تقع ضمن النطاقتتراوح كتلتها بين 0.5 و0.75 كتلة _شمسية  . جميع هذه الأجرام لها نوى من الهيليوم. ^{[ 122 ]} يُعتقد أنه على مدار عمر يتجاوز بكثير عمر الكون ( حوالي 13.8  مليار سنة)، ^{[ 123 ]} سيحرق هذا النجم في النهاية كل هيدروجينه، ليصبح لفترة من الزمن قزمًا أزرق ، ثم ينهي تطوره كقزم أبيض هيليومي يتكون أساسًا من نوى الهيليوم-4 . ^{[ 124 ]} نظرًا لطول المدة التي تستغرقها هذه العملية، لا يُعتقد أنها أصل الأقزام البيضاء الهيليومية المرصودة. بل يُعتقد أنها في الغالب نتاج فقدان الكتلة في الأنظمة الثنائية. ^{[ 66 ] [ 125 ] [ 126 ] [ 127 ]} تشمل المقترحات لتفسير الأقزام البيضاء الهيليومية التي لا تنتمي إلى أنظمة ثنائية فقدان الكتلة بسبب وجود كوكب خارجي كبير مرافق، وتجريد النجوم من مادتها نتيجة انفجار الكواكب المرافقة على شكل مستعرات عظمى، وأنواع مختلفة من اندماج النجوم. ^{[ 128 ] [ 129 ]}

إذا كانت كتلة نجم من نجوم التسلسل الرئيسي تتراوح بين 0.5 و8 أضعاف _{كتلة الشمس} ، ^{[ 122 ] [ 130 ]} فإن نواته ستصبح ساخنة بما يكفي لدمج الهيليوم إلى كربون وأكسجين عبر عملية ألفا الثلاثية ، لكنها لن تصبح ساخنة بما يكفي لدمج النيون . قرب نهاية الفترة التي يخضع فيها هذا النجم لتفاعلات الاندماج، ستكون نواته إما من الكربون والأكسجين أو الأكسجين والنيون، وهي نوات لا تخضع لتفاعلات الاندماج، محاطة بغلاف داخلي يحترق فيه الهيليوم وغلاف خارجي يحترق فيه الهيدروجين. على مخطط هرتزبرونغ-راسل، سيقع هذا النجم على فرع العملاق المقارب. بعد ذلك، سيقذف معظم مادته الخارجية ليشكل سديمًا كوكبيًا ، تاركًا فقط نواته من الكربون والأكسجين. ^{[ 125 ] [ 131 ]} 

الأقزام البيضاء ذات الكتلة الأكبر منتُسمى النجوم التي تبلغ _كتلتها 1.05  كتلة شمسية بالأقزام البيضاء فائقة الكتلة. عند تشكلها في أنظمة النجوم المفردة، يُتوقع أن يكون لها نواة من الأكسجين والنيون. مع ذلك، يتشكل جزء كبير (حوالي 20%) من الأقزام البيضاء فائقة الكتلة من خلال اندماج الأقزام البيضاء. في هذه الحالة، تكون النتيجة قزمًا أبيض فائق الكتلة من الكربون والأكسجين. ^{[ 132 ]}

إذا كان النجم ضخمًا بما يكفي، فستصبح نواته ساخنةً بما يكفي لدمج الكربون إلى نيون، ثم لدمج النيون إلى حديد. لن يتحول هذا النجم إلى قزم أبيض، لأن كتلة نواته المركزية غير المندمجة، المدعومة مبدئيًا بضغط انحلال الإلكترونات، ستتجاوز في النهاية أكبر كتلة ممكنة يدعمها هذا الضغط. عند هذه النقطة، ستنهار نواة النجم وتنفجر في مستعر أعظم ناتج عن انهيار النواة، تاركةً وراءها نجمًا نيوترونيًا متبقيًا، أو ثقبًا أسود ، أو ربما شكلًا أكثر غرابةً من النجوم المدمجة . ^{[ 133 ] [ 134 ]} بعض نجوم التسلسل الرئيسي، التي قد تتراوح كتلتها بين 8 و10 أضعاف _{كتلة الشمس} ، على الرغم من كونها ضخمة بما يكفي لدمج الكربون إلى نيون ومغنيسيوم ، إلا أنها قد لا تكون ضخمة بما يكفي لدمج النيون . قد يُخلّف نجمٌ كهذا قزمًا أبيضَ مُتبقّيًا يتكوّن أساسًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم ، شريطةَ ألا ينهار نواته، وألا يحدث الاندماج النووي بعنفٍ شديدٍ يُؤدّي إلى انفجار النجم في مستعر أعظم . ^{[ 135 ] [ 130 ]} على الرغم من تحديد عددٍ قليلٍ من الأقزام البيضاء التي قد تكون من هذا النوع، فإنّ معظم الأدلة على وجودها تأتي من المستعرات المُسمّاة ONeMg أو مستعرات النيون . تُظهر أطياف هذه المستعرات وفرةً من النيون والمغنيسيوم وعناصر أخرى متوسطة الكتلة، والتي يبدو أنّها لا تُفسّر إلا بتراكم المادة على قزم أبيض من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم. ^{[ 136 ] [ 137 ]} 

يُعتقد أن المستعرات العظمى من النوع Iax ، التي تتضمن تراكم الهيليوم بواسطة قزم أبيض، تُشكل قناةً لتحويل هذا النوع من البقايا النجمية. في هذا السيناريو، يكون انفجار الكربون الناتج في مستعر أعظم من النوع Ia ضعيفًا جدًا بحيث لا يُدمر القزم الأبيض، إذ يقذف جزءًا صغيرًا فقط من كتلته كمقذوفات، ولكنه يُحدث انفجارًا غير متماثل يدفع النجم، المعروف غالبًا باسم النجم الزومبي ، إلى سرعات عالية تُضاهي سرعات النجوم فائقة السرعة .تُعاد المادة التي نتجت عن الانفجار الفاشل إلى التراكم داخل القزم الأبيض، حيث تتساقط العناصر الأثقل، كالحديد، إلى نواته وتتراكم فيها. ^{[ 138 ]} ستكون هذه الأقزام البيضاء ذات النواة الحديدية أصغر حجمًا من نظيراتها الكربونية-الأكسجينية ذات الكتلة المماثلة، وستبرد وتتبلور أسرع منها. ^{[ 139 ]}

تشير الملاحظات الطيفية بالأشعة تحت الحمراء التي أجراها تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا على النجم المركزي لسديم الحلزون WD 2226-210 إلى وجود سحابة غبارية، قد تكون ناجمة عن اصطدامات مذنبات. ومن المحتمل أن تتسبب المواد المتساقطة من هذه السحابة في انبعاث أشعة سينية من النجم المركزي. ^{[ 167 ] [ 168 ]} وبالمثل، أشارت ملاحظات أجريت عام 2004 إلى وجود سحابة غبارية حول القزم الأبيض الشاب G29-38 (الذي يُقدر أنه تشكل من نجمه الأصلي من نوع AGB قبل حوالي 500 مليون سنة) ، والتي ربما تكونت نتيجة تمزق مدّي لمذنب مرّ بالقرب من القزم الأبيض. ^{[ 154 ]} 

يُعدّ القزم الأبيض الغني بالمعادن WD 1145+017 أول قزم أبيض يُرصد مع كوكب صغير متفكك يعبر أمام نجمه. ^{[ 169 ] [ 170 ]} يُولّد تفكك هذا الكوكب سحابة من الحطام تعبر أمام النجم كل 4.5  ساعات، مما يُسبب انخفاضًا في سطوع النجم لمدة 5 دقائق. ^{[ 170 ]} ويتفاوت عمق هذا العبور بشكل كبير. ^{[ 170 ]}

الكوكب العملاق WD J0914+1914b هو أول كوكب غازي يدور حول قزم أبيض، ويتعرض للتبخر بفعل الإشعاع فوق البنفسجي القوي المنبعث من هذا القزم الساخن. ويتراكم جزء من المادة المتبخرة في قرص غازي حول القزم الأبيض. وقد كشف خط الهيدروجين الضعيف ، بالإضافة إلى خطوط أخرى في طيف القزم الأبيض، عن وجود هذا الكوكب العملاق. ^{[ 171 ]}

يُظهر القزم الأبيض WD 0145+234 سطوعًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة، كما رُصد في بيانات مرصد نيوايز . وقد يكون هذا السطوع، الذي لم يُرصد قبل عام 2018، ناتجًا عن تمزق مدّي لكويكب خارجي ، وهي المرة الأولى التي يُرصد فيها مثل هذا الحدث. ^{[ 172 ]}

يُعدّ WD 1856+534 أول كوكب رئيسي عابر يُرصد وهو يدور حول قزم أبيض، ولا يزال المثال الوحيد من نوعه حتى عام 2023. ^{[ 173 ] [ 174 ]} كما يُعرف أن MOA-2010-BLG-477L ، وهو قزم أبيض اكتُشف بفضل ظاهرة عدسة الجاذبية الصغرية ، يدور حول كوكب عملاق. ^{[ 175 ] [ 157 ]}

يُشتبه في أن النجمين GD 140 و LAWD 37 يمتلكان كواكب عملاقة خارج المجموعة الشمسية، وذلك بسبب شذوذ في الحركة الذاتية بين بيانات هيباركوس وجايا. يُعتقد أن GD 140 كوكبٌ أكبر كتلةً من كوكب المشتري بعدة مرات، بينما يُعتقد أن LAWD 37 كوكبٌ أقل كتلةً من المشتري. ^{[ 176 ] [ 177 ]} بالإضافة إلى ذلك، يُشتبه في أن WD 0141-675 يمتلك كوكبًا عملاقًا بحجم المشتري، بفترة مدارية تبلغ 33.65 يومًا، استنادًا إلى قياسات جايا الفلكية. وهذا أمرٌ لافتٌ للنظر، لأن WD 0141-675 ملوثٌ بالمعادن، ولطالما اعتُقد أن الأقزام البيضاء الملوثة بالمعادن تستضيف كواكب عملاقة تُؤثر على مدارات الكويكبات، مُسببةً هذا التلوث. ^{[ 178 ]} سيتم رصد كلٍ من GD 140 وWD 0141 باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) في الدورة الثانية بهدف رصد فائض الأشعة تحت الحمراء الناتج عن الكواكب. ^{[ 179 ]} تبين أن الكوكب المرشح في WD 0141-675 كان نتيجة إيجابية خاطئة ناجمة عن خطأ برمجي. ^{[ 180 ]}

لا يمكن أن تتجاوز كتلة قزم أبيض معزول وغير دوار حد تشاندراسيكار البالغ حوالي 1.4 كتلة _شمسية . وقد يرتفع هذا الحد إذا كان القزم الأبيض يدور بسرعة وبشكل غير منتظم. ^{[ 188 ]} يمكن للأقزام البيضاء في الأنظمة الثنائية أن تكتسب مادة من نجم مرافق، مما يزيد من كتلتها وكثافتها. وعندما تقترب كتلتها من حد تشاندراسيكار، قد يؤدي ذلك نظريًا إما إلى انفجار اندماج نووي داخل القزم الأبيض أو إلى انهياره ليصبح نجمًا نيوترونيًا. ^{[ 41 ]}  

هناك نموذجان يُمكنهما تفسير الأنظمة الأصلية للمستعرات العظمى من النوع Ia : نموذج النجم الأحادي المنحط ونموذج النجم المزدوج المنحط . في نموذج النجم الأحادي المنحط ، يكتسب قزم أبيض من الكربون والأكسجين كتلةً ويضغط نواته عن طريق سحب الكتلة من نجم مرافق غير منحل. ^{[ 189 ] : 14} يُعتقد أن التسخين الانضغاطي للنواة يؤدي إلى بدء اندماج الكربون عندما تقترب الكتلة من حد تشاندراسيكار. ^{[ 189 ]} ولأن القزم الأبيض مدعوم ضد الجاذبية بضغط الانحلال الكمي بدلاً من الضغط الحراري، فإن إضافة الحرارة إلى باطن النجم تزيد من درجة حرارته ولكن ليس ضغطه، لذا لا يتمدد القزم الأبيض ولا يبرد استجابةً لذلك. بل إن ارتفاع درجة الحرارة يُسرّع معدل تفاعل الاندماج، في عملية متسارعة تغذي نفسها. يستهلك اللهب النووي الحراري معظم القزم الأبيض في غضون ثوانٍ معدودة، مما يتسبب في انفجار مستعر أعظم من النوع Ia يُفني النجم. ^{[ 35 ] [ 189 ] [ 190 ]} وفي آلية أخرى محتملة للمستعرات  العظمى من النوع Ia، وهي نموذج الانحلال المزدوج ، يندمج قزمان أبيضان من الكربون والأكسجين في نظام ثنائي، مُكَوِّنين جسمًا كتلته أكبر من حد تشاندراسيكار، حيث يبدأ اندماج الكربون. ^{[ 189 ] : 14} في كلتا الحالتين، لا يُتوقع أن ينجو القزمان الأبيضان من المستعر الأعظم من النوع Ia. ^{[ 191 ]}

كان نموذج النجم الأحادي المتدهور الآلية المفضلة لانفجارات المستعرات العظمى من النوع Ia، ولكن الآن، وبفضل الملاحظات، يُعتقد أن نموذج النجم المزدوج المتدهور هو السيناريو الأكثر ترجيحًا. تتشابه المعدلات المتوقعة لاندماج الأقزام البيضاء مع معدل انفجارات المستعرات العظمى من النوع Ia، وهو ما يفسر غياب الهيدروجين في أطياف هذه المستعرات. ^{[ 192 ]} ولا تزال الآلية الرئيسية لانفجارات المستعرات العظمى من النوع Ia موضع تساؤل. ^{[ 193 ]} في سيناريو النجم الأحادي المتدهور، يجب أن يكون معدل التراكم على القزم الأبيض ضمن نطاق ضيق يعتمد على كتلته، وذلك لضمان استقرار احتراق الهيدروجين على سطحه. إذا كان معدل التراكم منخفضًا جدًا، فإن المستعرات على سطح القزم الأبيض ستُبدد المادة المتراكمة. أما إذا كان مرتفعًا جدًا، فسيتمدد القزم الأبيض، وسيصبح هو والنجم المرافق له في غلاف مشترك. يوقف هذا نمو القزم الأبيض، مانعًا إياه من بلوغ حد تشاندراسيكار والانفجار. ^{[ 192 ]} في نموذج النجم الأحادي المنحط، يُتوقع أن يبقى رفيقه، لكن لا يوجد دليل قوي على وجود نجم كهذا بالقرب من مواقع المستعرات العظمى من النوع Ia. ^{[ 191 ]} في سيناريو النجم الثنائي المنحط، يجب أن تكون الأقزام البيضاء في أنظمة ثنائية متقاربة جدًا؛ وإلا فإن زمن دخولها في مسارها الحلزوني سيكون أطول من عمر الكون . من المحتمل أيضًا أنه بدلًا من مستعر أعظم من النوع Ia، سيؤدي اندماج قزمين أبيضين إلى انهيار النواة. نظرًا لأن القزم الأبيض يكتسب المادة بسرعة، يمكن أن تشتعل النواة خارج المركز، مما يؤدي إلى عدم استقرار جاذبي قد يُنشئ نجمًا نيوترونيًا . ^{[ 191 ]}

يُعتقد أن المستعر الأعظم SN 1006، ذو السطوع التاريخي، كان مستعرًا أعظم من النوع Ia ناتجًا عن قزم أبيض، وربما اندماج قزمين أبيضين. ^{[ 194 ]} كما كان مستعر تيكو الأعظم عام 1572 مستعرًا أعظم من النوع  Ia، وقد تم رصد بقاياه. ^{[ 195 ]} أما القزم الأبيض WD 0810–353 ، الذي يبعد 11 فرسخًا فلكيًا عن الشمس، فمن المحتمل أنه نجم هارب فائق السرعة قُذف من مستعر أعظم من النوع Ia، على الرغم من وجود جدل حول هذا الأمر. ^{[ 196 ] [ 197 ]}

النظام الثنائي ما بعد الغلاف المشترك (PCEB) هو نظام ثنائي يتكون من قزم أبيض أو قزم فرعي ساخن وقزم أحمر مقيد مدّيًا (في حالات أخرى، قد يكون قزمًا بنيًا بدلًا من قزم أحمر). ^{[ 198 ]} تتشكل هذه الأنظمة الثنائية عندما يُبتلع القزم الأحمر في طور العملاق الأحمر . أثناء دوران القزم الأحمر داخل الغلاف المشترك ، تتباطأ سرعته في البيئة الأكثر كثافة. يُعوَّض هذا التباطؤ في السرعة المدارية بانخفاض المسافة المدارية بين القزم الأحمر ونواة العملاق الأحمر. يدور القزم الأحمر حلزونيًا نحو الداخل باتجاه النواة وقد يندمج معها. إذا لم يحدث ذلك، وبدلًا من ذلك، يُقذف الغلاف المشترك، فإن النظام الثنائي ينتهي في مدار قريب، مكونًا من قزم أبيض وقزم أحمر. يُسمى هذا النوع من الأنظمة الثنائية بالنظام الثنائي ما بعد الغلاف المشترك. يستمر تطور النظام الثنائي ما قبل الكارثي (PCEB) مع اقتراب النجمين القزمين من بعضهما البعض في مداراتهما بفعل الكبح المغناطيسي وإطلاق موجات الجاذبية. وقد يتطور هذا النظام الثنائي إلى أحد عدة نتائج دراماتيكية: قزم أبيض مغناطيسي ذو مجال مغناطيسي قوي، أو نجم نابض قزم أبيض، أو نظام ثنائي متدهور، أو حتى مستعر أعظم من النوع Ia. ^{[ 199 ] [ 200 ]} ولأن النظام الثنائي ما قبل الكارثي قد يتطور في مرحلة ما إلى نجم متغير كارثي ، يُطلق على بعضها أيضًا اسم النجوم المتغيرة ما قبل الكارثية. ^{[ 201 ] [ 178 ]}

قبل أن يدفع تراكم المادة القزم الأبيض إلى الاقتراب من حد تشاندراسيكار، قد تشتعل المادة الغنية بالهيدروجين المتراكمة على سطحه في انفجار نووي حراري أقل تدميراً، مدفوعاً باندماج الهيدروجين . يمكن أن تتكرر هذه الانفجارات السطحية طالما بقي لب القزم الأبيض سليماً. يُطلق على هذا النوع الأضعف من الظواهر الكارثية المتكررة اسم المستعر الأعظم (الكلاسيكي). رصد علماء الفلك أيضاً مستعرات الأقزام ، التي تتميز بذروات إضاءة أصغر وأكثر تواتراً من المستعرات الكلاسيكية. يُعتقد أن هذه المستعرات ناتجة عن إطلاق طاقة الوضع التثاقلية عندما ينهار جزء من قرص التراكم على النجم، بدلاً من إطلاق الطاقة بسبب الاندماج. بشكل عام، تُسمى الأنظمة الثنائية التي تحتوي على قزم أبيض يتراكم عليه المادة من نجم مرافق بالمتغيرات الكارثية . إلى جانب المستعرات والمستعرات القزمة، تُعرف عدة فئات أخرى من هذه المتغيرات، بما في ذلك النجوم القطبية والنجوم القطبية المتوسطة ، وكلاهما يتميز بوجود أقزام بيضاء ذات مغناطيسية عالية. ^{[ 35 ] [ 189 ] [ 202 ] [ 203 ]} وقد لوحظ أن كلاً من المتغيرات الكارثية التي تعمل بالاندماج والتراكم تُعد مصادر للأشعة السينية. ^{[ 203 ]}

تشمل الأنظمة الثنائية الأخرى تلك التي تتكون من نجم من نجوم التسلسل الرئيسي (أو عملاق) وقزم أبيض. يُعدّ النظام الثنائي Sirius AB مثالًا على هذا النوع. ^{[ 204 ]} يمكن أن توجد الأقزام البيضاء أيضًا كأنظمة ثنائية أو أنظمة نجمية متعددة تتكون فقط من أقزام بيضاء. ومن الأمثلة على نظام ثلاثي من الأقزام البيضاء تم رصده بوضوح WD J1953−1019 ، الذي اكتُشف باستخدام بيانات Gaia DR2 . ^{[ 205 ]} يُعدّ دراسة الأنظمة الكوكبية المتبقية حول الأقزام البيضاء مجالًا مثيرًا للاهتمام. من المتوقع أن تنجو الكواكب التي تدور على بُعد عدة وحدات فلكية من نجم ما من تحوّل النجم بعد مرحلة التسلسل الرئيسي إلى قزم أبيض. علاوة على ذلك، نظرًا لأن الأقزام البيضاء أصغر حجمًا وأقل إضاءة من أسلافها، فمن غير المرجح أن تتفوق في إضاءتها على أي أجسام تدور حولها. هذا يجعل الأقزام البيضاء أهدافًا مثالية لعمليات البحث عن الكواكب الخارجية والأقزام البنية باستخدام التصوير المباشر . كان أول قزم بني يُكتشف بالتصوير المباشر هو القزم المرافق للقزم الأبيض GD 165 A ، الذي اكتُشف عام 1988. ^{[ 206 ]} وفي الآونة الأخيرة، وُجد أن للقزم الأبيض WD 0806−661 جسمًا مرافقًا باردًا بكتلة ^{دون نجمية، وُصف تارةً بالقزم البني [ 207 ] وتارةً أخرى} بالكوكب الخارجي. ^{[ 209 ]}