Sao lùn trắng là thiên thể được tạo ra khi các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình "chết" (tiêu thụ hết nhiên liệu phản ứng hạt nhân trong sao).[1]Các ngôi sao này không đủ nặng để sinh ra nhiệt độ ở lõi cần thiết để nung chảy cacbon trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân sau khi chúng chuyển thành các sao khổng lồ đỏ trong giai đoạn đốt cháy hêli. Cuối giai đoạn này, nửa bên ngoài của sao kềnh đỏ sẽ bị đẩy ra không gian tạo thành tinh vân, để lại đằng sau một lõi trơ chứa chủ yếu là cacbon và ôxy, đó chính là sao lùn trắng.Lõi này không còn nguồn cung cấp năng lượng và bức xạ dần nhiệt của chúng ra bên ngoài và nguội dần đi. Lõi không còn sự hỗ trợ của các phản ứng nhiệt hạch để chống lại lực hấp dẫn sẽ bị trở thành cực kỳ cô đặc, với khối lượng vào khoảng một nửa Mặt Trời và trong thể tích khoảng bằng Trái Đất. Các sao lùn trắng được hỗ trợ duy nhất bởi áp suất suy biến điện tử. Khối lượng cực đại của các sao lùn trắng, mà vượt quá nó thì áp suất suy biến không thể duy trì lâu, là khoảng 1,4 khối lượng Mặt Trời. Sao lùn trắng mà vượt quá giới hạn này (gọi là giới hạn Chandrasekhar), chủ yếu do khối lượng được chuyển tới bởi sao đôi đồng hành, có thể nổ tung như các siêu tân tinh.Cuối cùng, sau hàng chục tỷ năm, sao lùn trắng sẽ nguội tới nhiệt độ mà từ đó nó không còn được nhìn thấy. Tuy nhiên, với tuổi vũ trụ mới vào khoảng 15 tỷ năm, thậm chí cả các sao lùn trắng già nhất vẫn còn bức xạ với nhiệt độ vài nghìn K.