Inizialmente la natura delle nane bianche ha rappresentato un vero e proprio enigma per gli astronomi, nonostante fosse noto che dovesse trattarsi di stelle molto più compatte delle stelle normali.
La prima nana bianca ad essere scoperta e studiata fu Sirio B, la compagna di Sirio, la stella più luminosa di tutto il cielo. Applicando la terza legge di Keplero, gli astronomi riuscirono a determinare che la massa di Sirio B doveva essere compresa tra 0,75 e 0,95 masse solari. D'altra parte la sua luminosità era di molto inferiore a quella del Sole. Poichè la luminosità di una stella dipende dal quadrato suo raggio e dalla temperatura, le dimensioni della stella dovevano essere molto ridotte.
Nel 1914, W.S. Adams riuscì ad ottenere il primo spettro di Sirio B e, da questo, riuscì a ricavare un primo valore della sua temperatura, circa 8.000 gradi.
L'esistenza delle nane bianche era consolidata, ma la loro natura era ancora un mistero. Nel 1926, Enrico Fermi e Paul Dirac formularono una teoria che permetteva di descrivere lo stato di un gas in condizioni di densità estreme. Utilizzando tale teoria, Fowler riuscì nello stesso anno a spiegare la struttura stabile delle nane bianche, identificando nella pressione di degenerazione degli elettroni il meccanismo che permetteva alla stella di reggersi sotto il proprio peso e di non collassare completamente su se stessa.
I primi modelli completi della struttura interna delle nane bianche furono costruiti nel 1930 da un fisico indiano, Subrahmanyan Chandrasekhar. Questi fece l'importante scoperta che le nane bianche non possono avere una massa superiore a un certo valore limite, il cui valore esatto dipende dalla loro composizione chimica. Tale valore limite è di circa 1,44 masse solari e, in onore del suo scopritore, è chiamato limite di Chandrasekhar.
Le nane bianche hanno massa paragonabile a quella del nostro Sole, ma hanno dimensioni tipiche di un pianeta come la Terra. Il loro raggio è, infatti, di soli 6.000 Km, circa un centesimo del raggio solare.
Le nane bianche, così come le altre stelle collassate, non sono più attive dal punto di vista nucleare. In particolare, esse sono il risultato del collasso gravitazionale di stelle di massa inferiore a 4 masse solari dopo che in queste si sono esaurite tutte le possibili reazioni di fusione. La contrazione gravitazionale subita dalla stella non è, però, totale. Infatti, essendo composta di materia degenere, riesce a fermare il collasso.
Il nucleo di queste stelle si trova ancora a temperature estremamente elevate. Questo calore, però, viene diffuso verso la superficie della stella da dove viene irradiato nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica.
Pertanto, esse tendono a raffreddarsi lentamente. In ogni modo, le nane bianche giovani sono caratterizzate da temperatura superficiale dell'ordine di 20-30.000 gradi più elevata delle stelle normali. Per questo motivo esse appaiono non solo nane, ma anche bianche mentre una stella come il Sole (7.000 gradi) ci appare gialla. Poichè esse sono di dimensioni ridotte, la superficie che può emettere luce è piccola e quindi risulta che le nane bianche abbiano un luminosità bassa. 
Visto che l'emissione luminosa è legata al processo di raffreddamento della stella, è logico aspettarsi che essa diminuisca man mano che la temperatura superficiale diminuisce. Il tempo di raffreddamento è, comunque, sufficientemente lungo da permettere che molte di esse rimangano visibili abbastanza da essere osservate. Ad ogni modo, una volta che la sua temperatura è scesa sotto un dato valore la nana bianca diventa, praticamente, invisibile e diventa una delle componenti della famose materia oscura. Si pensa che una frazione significativa di oggetti "scuri" presenti nell'alone della nostra Galassia (i cosiddetti MACHO Massive Astrophysical Compact Halo Object-Oggetti Astrofisici Massicci dell'Alone Galattico) sia proprio costituito da nane bianche fredde.