Quando nel nucleo di una stella si esaurisce il combustibile nucleare, la stella, privata di fonti di energia, collassa per effetto della forza gravitazionale. Affinché una stella si trasformi in una nana bianca è necessario che la sua massa non superi il valore di 1,4 masse solari; questo valore limite dedotto teoricamente prende il nome di limite di Chandrasekhar (dall'astrofisico indiano Subrahmanian Chandrasekhar). La massa stellare raggiunge uno stato di equilibrio quando la forza gravitazionale è bilanciata dalla pressione che la materia compressa di cui la stella è formata esercita sugli strati sovrastanti. Questa enorme pressione che sostiene la stella impedendole un ulteriore collasso è fornita dalla struttura che assume il gas stellare. Non solo le molecole, ma anche gli atomi perdono la loro identità; infatti schiacciati dalla forza di gravità perdono il caratteristico corredo di elettroni che rotano intorno ad ogni atomo in condizioni normali.

Gli atomi, spogliati dei loro elettroni, vengono ridotti al solo nucleo e nuotano in un mare di elettroni liberi. L'idrogeno, pur restando il maggior costituente elio queste stelle, deve però essere mescolato ad altri elementi per dar luogo a un oggetto stabile; in caso contrario, cioè in presenza di una stella composta di solo idrogeno, ci troveremmo in condizioni paragonabili a quelle esistenti nel nucleo delle stelle ordinarie, ma ora tutta la massa della stella sarebbe coinvolta in un’enorme esplosione in cui l'idrogeno si trasforma in elio con conseguente distruzione della stella stessa.

Esplosioni meno catastrofiche possono prodursi quando sulla superficie di una nana bianca viene a depositarsi ulteriore gas: ciò può avvenire in un sistema binario in cui vi sia trasferimento di massa dalla stella compagna. L'aggiunta di materiale elio composizione prevalentemente idrogenica provoca una combustione nucleare alla superficie della nana bianca trasformandola in nova.

Quando invece si stabiliscono le condizioni di equilibrio sopra descritte, la stella è caratterizzata dalla presenza di questo gas elettronico degenere che le impedisce una ulteriore diminuzione del raggio, motivo per cui può irraggiare la residua energia fino al suo totale esaurimento.

II raggio di una nana bianca dipende dal valore della massa e dalla composizione chimica del gas: come ordine di grandezza è paragonabile a quello della Terra. Ci troviamo di fronte a una strana situazione per cui quanto più grande è la massa della stella tanto più piccolo è il suo raggio e quindi più elevata la sua densità. Infatti al crescere del valore della massa cresce la forza gravitazionale e per controbilanciarla deve crescere la pressione verso l'esterno del gas elettronico. Ciò può avvenire solo se gli elettroni vengono forzati a occupare uno spazio minore. Il risultato di un aumento di massa è quindi quello di produrre una stella più densa e più piccola, sempre nel caso che la massa sia inferiore a quanto stabilito dal limite di Chandrasekhar.