Em 1838, Friedrich Bessel verificou após cuidadosas medições que a estrela Sírio tinha trajectória que se desviava ligeiramente de uma linha recta.
Após dez anos de observações precisas, Bessel concluiu que Sírio era um sistema estelar binário. Apesar de não ser capaz de detectar a companheira, deduziu o período orbital do sistema e consequentemente a posição dessa companheira. Só em 1862, com o americano Alvan Clark, se conseguiu observar Sírio B e, posteriormente, calcular as suas massas.
Na altura da descoberta, as duas estrelas encontravam-se no máximo da sua separação ângular e a sua diferença de luminosidades era do que levou os espectroscopistas a pensarem que Sírio B seria fria e vermelha.
Foi só em 1910 que se constatou que se estava perante uma nova classe de estrelas bastante diferentes das estrelas normais, quando Russel pôs em evidencia a existência de uma estrela isolada, do tipo A, muito quente, mas com uma luminosidade com algumas ordens de grandeza inferior à luminosidade das outras estrelas do mesmo tipo espectral, no diagrama HR.
A estrela isolada, era a 40 Eridani B, a primeira anã branca identificada como tal. O nome atribuído (anã branca) deveu-se ao facto de que a estrela em questão, era branca ( em inglês, white) e de raio muito pequeno – uma estrela anã (do inglês, dwarf), quando comparada com a maioria das estrelas. Posteriormente, identificou-se mais duas anãs brancas, Sírio B e Van Maanen 2, tendo-se determinado as respectivas massas e raios.
Em 1920 só eram conhecidas três anãs brancas (situadas numa região vizinha ao Sol de 5 parsecs), no entanto, Eddington (1926) já previa que deveriam ser os «objectos» mais comuns na nossa galáxia, tendo escrito acerca delas, o seguinte: “Temos uma estrela de massa aproximadamente igual à do Sol e de raio muito mais pequeno do que Urano”.
Em 1928, Subrahmanyan Chandrasekhar, foi para Inglaterra para estudar em Cambridge com o astrónomo britânico Sir Arthur Eddington. Durante a viagem desde a Índia, Chandrasekhar deduziu qual poderia ser o tamanho máximo de uma anã branca para que ela não colapsase, depois de ter esgotado todo o seu combustível.
Segundo Chandrasekhar, quando a estrela se contrai, os electrões aproximam-se uns dos outros, e portanto, segundo o princípio de exclusão de Pauli, teriam de ter velocidades muito diferentes. Isto levava-os a afastarem-se uns dos outros fazendo com que a estrela se expandisse. Uma estrela poderia então manter-se com um raio constante, equilibrada por uma repulsão, tal como anteriormente a gravidade era equilibrada pelo calor. Só que no presente caso, é equilibrada por uma «pressão quântica» - a pressão de degenerescência do electrão, que não depende da temperatura, mas da densidade do gás electrónico.
A descoberta de Chandrasekhar, conhecido como o limite de massa de Chandrasekhar, conduziu às primeiras pistas para a compreensão da evolução estelar
Por volta de 1939 eram conhecidas cerca de 18 anãs brancas, e em 1950 o número já tinha aumentado para cerca de 111.
Uma vez que as anã brancas são demasiado ténues, foram descobertas muito próximas do Sol. Actualmente, são conhecidas as propriedades de mais de 200 anãs brancas, na nossa galáxia.