Valkoinen kääpiö on suhteellisen pieni, tiheä tähti, joka muodostuu, kun pääjärjestystähti polttaa kaiken vety- ja heliumpolttoaineensa, mutta siitä puuttuu hiilen ja hapen sulattamiseen tarvittava paine ja lämpö. Valkoisen kääpiön massa on tyypillisesti 0.5–0.7 kertaa Auringon massa, mutta tilavuus on verrattavissa Maan massaan. Valkoinen kääpiö on tähtien evoluution lopputila 97 prosentille tunnetuista tähdistä.
Tähden muuttuminen valkoiseksi kääpiöksi alkaa, kun aurinkomme massan ympärillä oleva pääjärjestystähti polttaa kaikki vetypolttoaineensa ja alkaa pakottaa sulattamaan heliumin hiileksi ja hapeksi. Koska sen ydin alkaa kerääntyä hiilellä ja hapella, jota ei voida sulattaa, fuusion on tapahduttava ytimen ulkopuolella olevalla kuorella. Ytimen valtava painovoima työntää vetyä yhteen ja saa sen sulautumaan paljon nopeammin kuin ennen, mikä lisää tähden kirkkautta 1,000 10,000 – XNUMX XNUMX ja lisää sen sädettä Marsin kiertoradalle verrattavaan.
Kun kaikki tähden vety sulautuu, painovoima ottaa vallan ja tähti alkaa pudota itseensä. Jos tähti on riittävän massiivinen, voi syntyä supernova. Muuten ylimääräinen materiaali vain kelluu pois muodostaen planetaarisen sumun, ja jäljelle jää vain erittäin tiheä ydin, joka on valkoinen kääpiö. Koska valkoisella kääpiöllä ei ole omaa energialähdettä, ainoa sen tuottama lämpö on jäännös heliumia sulavista päivistä. Miljardien vuosien jälkeen ennustetaan, että valkoisista kääpiöistä tulee viileitä mustia kääpiöitä, elottomia tähtikuoria, vaikka maailmankaikkeuden ikä (13.7 miljardia vuotta) ei ole vielä riittänyt tämän tapahtumiseen.
Valkoiset kääpiöt muodostavat 6% kaikista aurinkokuntamme tähdistä. Koska ytimessä ei esiinny ydinreaktioita, ne eivät ole kovin kirkkaita, vaikka ne ovat havaittavissa tehokkailla teleskoopeilla. Sirius B, kuuluisimman kumppaninsa, Sirius A, joka tunnetaan myös nimellä Koiratähti, kumppani on valkoinen kääpiö. Friedrich Herschel havaitsi ensimmäisen valkoisen kääpiön 31. tammikuuta 1783 binaarijärjestelmässä, Eridani B ja C.