Uma anã branca é um remanescente do núcleo estelar composto principalmente de matéria eletrodegenerada. Uma anã branca é muito densa: sua massa é comparável à do Sol, enquanto seu volume é comparável ao da Terra. A tênue luminosidade de uma anã branca vem da emissão de energia térmica residual; nenhuma fusão ocorre em uma anã branca. A anã branca mais próxima conhecida é Sirius B, com 8,6 anos-luz, o componente menor da estrela binária Sirius. Atualmente, acredita-se que existam oito anãs brancas entre os cem sistemas estelares mais próximos do Sol. A fraqueza incomum das anãs brancas foi reconhecida pela primeira vez em 1910.:1 O nome anã branca foi cunhado por Willem Luyten em 1922.

Acredita-se que as anãs brancas sejam o estado evolutivo final das estrelas cuja massa não é alta o suficiente para se tornar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Isso inclui mais de 97% das outras estrelas da Via Láctea.:§1 Após o período de fusão de hidrogênio de uma estrela da sequência principal de massa baixa ou média termina, tal estrela se expandirá para uma gigante vermelha durante a qual funde hélio ao carbono e ao oxigênio em seu núcleo pelo processo triplo-alfa. Se uma gigante vermelha tiver massa insuficiente para gerar as temperaturas centrais necessárias para fundir o carbono (cerca de 1 bilhão de K), uma massa inerte de carbono e oxigênio se acumulará em seu centro. Depois que essa estrela se desprender de suas camadas externas e formar uma nebulosa planetária, ela deixará para trás um núcleo, que é a anã branca remanescente. Normalmente, as anãs brancas são compostas de carbono e oxigênio (CO anã branca). Se a massa do progenitor estiver entre 8 e 10,5 massas solares (M), a temperatura do núcleo será suficiente para fundir carbono, mas não neon, caso em que uma anã branca de oxigênioneonmagnésio (ONeMg ou ONe) pode se formar. Estrelas de massa muito baixa serão incapazes de fundir hélio; portanto, uma anã branca de hélio pode se formar por perda de massa em sistemas binários.

O material em uma anã branca não sofre mais reações de fusão, então a estrela não tem fonte de energia. Como resultado, ele não pode se sustentar pelo calor gerado pela fusão contra o colapso gravitacional, mas é suportado apenas pela pressão de degenerescência de elétrons, tornando-o extremamente denso. A física da degenerescência fornece uma massa máxima para uma anã branca não rotativa, a limitação de Chandrasekhar aproximadamente 1,44 vezes M além da qual não pode ser suportada pela pressão de degeneração do elétron. Uma anã branca de carbono-oxigênio que se aproxima desse limite de massa, normalmente por transferência de massa de uma estrela companheira, pode explodir como uma supernova do tipo Ia por meio de um processo conhecido como detonação de carbono; SN 1006 é considerado um exemplo famoso.

Uma anã branca é muito quente quando se forma, mas como não tem fonte de energia, ela esfriará gradualmente à medida que irradia sua energia. Isso significa que sua radiação, que inicialmente tem uma alta temperatura de cor, diminuirá e avermelhará com o tempo. Durante muito tempo, uma anã branca esfriará e seu material começará a cristalizar, começando pelo núcleo. A baixa temperatura da estrela significa que ela não emitirá mais calor ou luz significativos e se tornará uma anã negra fria. Como o tempo que leva para uma anã branca atingir esse estado é calculado como sendo maior do que a idade atual do universo conhecido (aproximadamente 13,8 bilhões de anos), acredita-se que ainda não existam anãs negras. As anãs brancas mais antigas conhecidas ainda irradiam a temperaturas de alguns milhares de kelvins, o que estabelece um limite observacional da idade máxima possível do universo.

Alvan Graham Clark (10 de julho de 1832 - 9 de junho de 1897) foi um astrônomo americano e fabricante de telescópios.