Белый карлик — это остаток ядра звезды, состоящий в основном из электронно-вырожденного вещества. Белый карлик очень плотный: его масса сравнима с массой Солнца, а объем — с Землей. Слабая светимость белого карлика возникает из-за излучения остаточной тепловой энергии; в белом карлике не происходит слияния. Ближайший известный белый карлик — это Сириус B, находящийся в 8,6 световых годах, меньший компонент двойной звезды Сириуса. В настоящее время считается, что среди ста ближайших к Солнцу звездных систем есть восемь белых карликов. Необычная слабость белых карликов была впервые обнаружена в 1910 году. Название «белый карлик» было придумано Виллемом Луйтеном в 1922 году.

Белые карлики считаются конечным эволюционным состоянием звезд, масса которых недостаточно высока, чтобы стать нейтронной звездой или черной дырой. Сюда входит более 97 % других звезд Млечного Пути. к углероду и кислороду в его ядре тройным альфа-процессом. Если красный гигант имеет недостаточную массу для создания температуры ядра, необходимой для синтеза углерода (около 1 миллиарда К), в его центре будет накапливаться инертная масса углерода и кислорода. После того, как такая звезда сбросит свои внешние слои и сформирует планетарную туманность, она оставит после себя ядро, которое является остатком белого карлика. Обычно белые карлики состоят из углерода и кислорода (белый карлик CO). Если масса прародителя составляет от 8 до 10,5 солнечных масс (M), температуры ядра будет достаточно для плавления углерода, но не неона, и в этом случае может образоваться кислородно-неомагниевый (ONEMg или ONe) белый карлик. Звезды с очень малой массой не смогут синтезировать гелий; следовательно, гелиевый белый карлик может образоваться в результате потери массы в двойных системах.

Материал белого карлика больше не подвергается реакциям синтеза, поэтому у звезды нет источника энергии. В результате он не может поддерживать себя за счет тепла, выделяемого при синтезе против гравитационного коллапса, а поддерживается только давлением вырождения электронов, что делает его чрезвычайно плотным. Физика вырождения дает максимальную массу для невращающегося белого карлика, предел Чандрасекара примерно в 1,44 раза больше М, за которым он не может поддерживаться давлением вырождения электронов. Углеродокислородный белый карлик, который приближается к этому пределу массы, обычно за счет переноса массы от звезды-компаньона, может взорваться как сверхновая типа Ia в результате процесса, известного как детонация углерода; SN 1006 считается известным примером.

Белый карлик, когда формируется, очень горячий, но, поскольку у него нет источника энергии, он будет постепенно остывать, излучая свою энергию. Это означает, что его излучение, изначально имеющее высокую цветовую температуру, со временем будет уменьшаться и краснеть. Через очень долгое время белый карлик остынет, и его вещество начнет кристаллизоваться, начиная с ядра. Низкая температура звезды означает, что она больше не будет излучать значительное количество тепла или света и станет холодным черным карликом. Поскольку время, необходимое белому карлику для достижения этого состояния, по расчетам, превышает текущий возраст известной Вселенной (примерно 13,8 миллиарда лет), считается, что черных карликов еще не существует. Самые старые из известных белых карликов все еще излучают при температурах в несколько тысяч кельвинов, что устанавливает наблюдаемый предел максимально возможного возраста Вселенной.

Alvan Graham Clark; 10 июля 1832 — 9 июня 1897) — американский астроном и изготовитель телескопов.