Una enana blanca es un remanente del núcleo estelar compuesto principalmente de materia degenerada de electrones. Una enana blanca es muy densa: su masa es comparable a la del Sol, mientras que su volumen es comparable al de la Tierra. La tenue luminosidad de una enana blanca proviene de la emisión de energía térmica residual; no se produce fusión en una enana blanca. La enana blanca conocida más cercana es Sirius B, a 8,6 años luz, el componente más pequeño de la estrella binaria Sirius. Actualmente se cree que hay ocho enanas blancas entre los cien sistemas estelares más cercanos al Sol. La debilidad inusual de las enanas blancas se reconoció por primera vez en 1910.:1 El nombre de enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922.

Se cree que las enanas blancas son el estado evolutivo final de las estrellas cuya masa no es lo suficientemente alta como para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro. Esto incluye más del 97% de las otras estrellas en la Vía Láctea.:§1 Después de que finaliza el período de fusión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal de masa baja o media, dicha estrella se expandirá a una gigante roja durante la cual fusiona helio. a carbono y oxígeno en su núcleo por el proceso triple-alfa. Si una gigante roja tiene una masa insuficiente para generar las temperaturas centrales necesarias para fusionar el carbono (alrededor de mil millones de K), se acumulará una masa inerte de carbono y oxígeno en su centro. Después de que una estrella de este tipo se deshaga de sus capas exteriores y forme una nebulosa planetaria, dejará atrás un núcleo, que es la enana blanca remanente. Por lo general, las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno (enana blanca CO). Si la masa del progenitor está entre 8 y 10,5 masas solares (M), la temperatura del núcleo será suficiente para fusionar el carbono pero no el neón, en cuyo caso se puede formar una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio (ONeMg u ONe). Las estrellas de muy baja masa no podrán fusionar helio; por lo tanto, una enana blanca de helio puede formarse por pérdida de masa en sistemas binarios.

El material de una enana blanca ya no sufre reacciones de fusión, por lo que la estrella no tiene fuente de energía. Como resultado, no puede sostenerse por el calor generado por la fusión contra el colapso gravitacional, sino que solo se sostiene por la presión de degeneración de los electrones, lo que hace que sea extremadamente denso. La física de la degeneración arroja una masa máxima para una enana blanca que no gira, el límite de Chandrasekhar, aproximadamente 1,44 veces M, más allá de la cual no puede ser soportada por la presión de degeneración de los electrones. Una enana blanca de carbono y oxígeno que se acerque a este límite de masa, generalmente por transferencia de masa desde una estrella compañera, puede explotar como una supernova de tipo Ia a través de un proceso conocido como detonación de carbono; Se cree que SN 1006 es un ejemplo famoso.

Una enana blanca es muy caliente cuando se forma, pero debido a que no tiene una fuente de energía, se enfriará gradualmente a medida que irradia su energía. Esto significa que su radiación, que inicialmente tiene una temperatura de color alta, disminuirá y enrojecerá con el tiempo. Durante mucho tiempo, una enana blanca se enfriará y su material comenzará a cristalizar, comenzando por el núcleo. La baja temperatura de la estrella significa que ya no emitirá calor ni luz significativos y se convertirá en una enana negra y fría. Debido a que se calcula que el tiempo que tarda una enana blanca en alcanzar este estado es mayor que la edad actual del universo conocido (aproximadamente 13.800 millones de años), se cree que todavía no existen enanas negras. Las enanas blancas más antiguas que se conocen todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de Kelvin, lo que establece un límite de observación sobre la edad máxima posible del universo.

Alvan Graham Clark (10 de julio de 1832 - 9 de junio de 1897) fue un astrónomo y fabricante de telescopios estadounidense.