A fehér törpék a 0,5-8 naptömeg kezdeti tömegű, fősorozati csillagok életútjának késői szakaszát jelentő csillagok. Amikor egy 0,5-8 naptömeg kezdeti tömegű, fősorozati csillag magjában a hidrogén→hélium fúzió kimerülésekor megszűnik a hőtermelés, így a sugárzás nyomása már nem képes a gravitációnak ellen tartni, a csillagmag összeroppan. Ettől (a gravitációs potenciális energia felszabadulása miatt) felforrósodik, és amikor eléri a $100\ \mathrm{millió\ K}$ hőmérsékletet, beindul a hélium→szén fúzió. Ez hatalmas hőfejlődést okoz, ami a csillag külsőbb rétegeibe eljutva, felforrósítva azokat, beindítja ott a hidrogén→hélium fúziót (ami eddig csak a csillag lgforróbb részén, a magban zajlott). A csillag külsőbb rétegei emiatt még tovább forrósodnak, amitől a külső rétegek jelentősen kitágulnak (és a tágulástól kissé lehűlnek), vagyis a csillag felfúvódik és a lehűlése miatt a színe a vörös felé tolódik el, eztért a neve vörös óriás. A vörös óriás állapotban a csillag időnként ledobja magáról a külső rétegét (jelentős mennyiségű anyagot vesztve, és ezt szétszórva a világűrbe), a folyamat végén visszamaradó csillagmagból jö létre a kicsi, forró fehér törpe.A fehér törpék anyaga ezért jórészt szén.
A megfigyelt fehér törpék tömege 0,15 és 1,2 M☉ közé esik, azaz nagyságrendileg naptömegűek, de csupán Föld méretűek (kb. $10\ 000\unicode{x2013} 20\ 000\ \mathrm{km}$ átmérőjűek), míg a Nap átmérője 109-szer akkora, mint a Földé.
Minél nagyobb a fehér törpe tömege, annál kisebbre húzza össze a gravitáció. A fehér törpék méretét az elfajult elektrongáz nyomása stabilizálja, megakadályozva a további gravitációs összehúzódást. Mivel a Nap tömege kb. 330 000-szer nagyobb, mint a Földé, a fehér törpék sűrűsége óriási. Sűrűségük a Napéhoz viszonyítva kb. 1 milliószoros, a Földéhez képest 200 000-szeres, azaz nagyságrendileg ${10}^9\ \mathrm{\displaystyle {{kg}\over {\ m^3}}}$. A fehér törpe anyagából egy teáskanálnyi adag már tonnányi tömeggel rendelkezik. Felszíni gravitációjuk nagyságrendileg 100 000-szer nagyobb, mint a Föld felszínén tapasztalható $g$ nehézségi gyorsulás (azaz $100\ 000\ \mathrm{g}$, míg a Nap felszíni gravitációja csak kb. $28\ \mathrm{g}$). Emiatt a légkörük igen vékony.
A fehér törpék a Hertzsprug‑Russel-diagramon a bal alsó részen találhatók, azaz felszíni hőmérsékletük magas, de luminozitásuk kicsi. Felszíni hőmérsékletük tipikusan $8\ 000$ és $40\ 000\ \mathrm{K}$ közötti, ezért ragyogó fehér vagy kékes fényűek. A Nap luminozitásánál százszor‑tízezerszer gyengébben sugároznak. Ugyanis hiába sugároz sokat a forró felszínük minden egyes $\mathrm{m^2}$‑e, a kicsi összfelület miatt kevés a teljes kisugárzásuk, ezért csak nagyon lassan adják le a gravitációs összehúzódással nyert energiájukat. Kis méretük miatt a fehér törpék halvány égitestek, és csak a hozzán legközelebb esőket tudjuk megfigyelni. Így a gyakoriságukra vonatkozó becsléseink sincsenek megfigyelésekkel megerősítve.
A legkorábban felfedezett fehér törpe a titokzatos Szíriusz kísérője. Az égbolt legfényesebb csillaga, a tőlünk 8,6 fényévre található Szíriusz ugyanis valójában egy kettőscsillag, mely egy $10\ 500\ \mathrm{K}$ felszíni hőmérsékletű és 2 naptömegű, a Napénál 23-szor nagyobb luminozitású fősorozatbeli csillagból (Szíriusz A) és egy $25\ 000\ \mathrm{K}$ felszíni hőmérsékletű 1 naptömegű fehér törpéből (Szíriusz B) áll. A fehér törpének a nagyjából 2,38-szor magasabb hőmérséklete alapján a Stefan-Boltzmann-törvény szerint $2,38^4$ vagyis kb. 32-szer nagyobb luminozitásúnak kellene lennie, persze csak ha azonos méretűek lennének. Azonban a Szíriusz B-t sokkal halványabbnak látjuk, a különbség 10 magnitúdó, azaz 10 000-szer kevesebb fény jön hozzánk belőle, mint a Szíriusz A-tól. Ez alapján lehet megbecsülni a méretét. Míg a Szíriusz A 1,8 napsugarú, a Szíriusz B mindössze 0,008 napsugarú (azaz kisebb, mint a Föld). A csillagkettős az alábbi képen a Hubble űrtűvcső felvételén látható, a középső nagy fehér folt a Szíriusz A fősorozatbeli csillag, a bal alsó kis fehér pötty pedig a Szíriusz B fehér törpe.
A kis felszín miatti viszonylag kis luminozitás azt eredményezi, hogy a fehér törpék nehezen megfigyelhetőek. A Szíriuszt sokáig egyetlen csillagnak gondolták. De a pontos megfigyelések szerint imbolygó mozgást végez. Ebből következtettek 1844-ben arra, hogy kell lennie egy társcsillagának, amit aztán 1862-ben fel is fedeztek, ezt nevezték el SzíriuszB fehér törpének.
Sok milliárd év kell ahhoz, hogy egy fehér törpe kihűljön teljesen. Tehát az Univerzum egyszerűen még túl fiatal, hogy bármelyik fehér törpe mostanra kihűlhetett volna, ezért a végül belőlük keletkező, a környezet hőmérsékletére kihűlt, kristályos szén-oxigén golyókat (pontosabban gyémántokkat teleszórt oxigéngolyókat), azaz fekete törpéket nemcsak azért nem figyelhetjük meg, mert beleolvadnának a saját környezetükbe (azaz láthatatlanok), hanem mert még létre sem jöhettek.
Kettős vagy még többes csillagrendszerekben a fehér törpe anyagot szívhat magába, ilyenkor a sugara egyre csökken, majd 1,4 naptömegnél (Chandrasekhar-határ)) felrobban, így keletkeznek az Ia típusú szupernóvák.
Fehér törpék körül alakulhatnak ki a látványos planetáris ködök, amik a vörös óriás állapotban ledobált, eltávolodott, ritka gázból és porból álló hatalmas méretű képződmények, melyeket a fehér törpe fénye bevilágít, ezzel láthatóvá tesz.
Az alábbi képen a Lyra csillagképben található Gyűrű Köd látható a Hubble űrtávcső felvételén. A színes planetáris köd közepén a pici fehér pont a fehér törpe, mint a vörös óriássá felfúvódott csillag visszmaradt, összetöpörödött magja:
