כוכב - ננס לבן - הרכב ומבנה

על אף שקיימים ננסים לבנים בתחום מסות רחב של 0.17-1.33 מסות שמש, למרבית הננסים הלבנים מסה של בין 0.5 ל-0.7 מסות שמש. לפי הערכות המבוססות על תצפיות, הרדיוס של ננסים לבנים נע בין 0.008 ל-0.02 רדיוסי שמש (לשם השוואה, רדיוס כדור הארץ הוא כ-0.009 רדיוסי שמש). לכן, מסת ננס לבן היא בקירוב כמסת השמש ונפח הקטן פי מיליון מנפח השמש. מכאן, שצפיפות הננס הלבן גבוהה פי מיליון מצפיפות השמש - כ-106 גרם לסנטימטר מעוקב. ננס לבן הוא אחד הגופים הדחוסים ביותר ביקום - אחרי חורים שחורים וכוכבי נייטרונים. זמן קצר לאחר גילוי הננסים הלבנים, נמצא כי יש להם צפיפות גדולה ביותר. ניתן להעריך את מסתו של כוכב, כאשר הוא נמצא במערכת של כוכב זוגי, על ידי מדידת שינויים מחזוריים בספקטרום הבליעה של המערכת. מדידה שכזו נעשתה ב-1910 במערכת הזוגית של הכוכבים סיריוס B וארידאני 40 B. נמצא כי מסתו של סיריוס B היא 0.94 מסות שמש ( לפי הערכה מאוחרת יותר - 1.00 מסות שמש). משום שגופים חמים יותר פולטים קרינה רבה יותר מגופים קרים, ניתן להעריך את עוצמת הקרינה על פני הכוכב על ידי מדידת הספקטרום שלו. אם בנוסף לזאת ידוע המרחק אל הכוכב, ניתן להעריך אף את בהירותו המוחלטת של הכוכב. על ידי השוואה בין בהירותו המוחלטת לבהירות פני הכוכב, ניתן להעריך את רדיוסו. שיקולים אלו הובילו למסקנה שהצפיפות של סיריוס B וארידאני 40 B גבוהה ביותר. אסטרונומים באותה העת לא ידעו כיצד להסביר את התופעה. נמצא כי לארידאני 40 B צפיפות הגבוהה פי 25,000 מצפיפות השמש. ארתור אדינגטון חזה בשנת 1924, בהסתמך על תורת היחסות הכללית, כי צפיפויות מסדר גודל שכזה יובילו לכך שהאור מארידאני 40 B יוסח לאדום באופן גרוויטציוני. ההסחה לאדום בארידאני 40 B אכן נמדדה בשנת 1925 על ידי האסטרונום האמריקאי וולטר סידני אדמס