Nana bianca Fase finale della vita di una stella di massa paragonabile a quella del Sole. Le nane bianche hanno una densità milioni di volte superiore a quella di una stella nella fase centrale della sua evoluzione, e dimensioni confrontabili con quelle della Terra.

Una stella entra nella fase di nana bianca dopo aver esaurito l'idrogeno al suo interno: le reazioni nucleari vanno esaurendosi, e quindi viene meno la pressione verso l’esterno che normalmente contrasta la forza di attrazione gravitazionale; il materiale di cui è composta la stella, dunque, si contrae tanto da raggiungere densità dell’ordine di una tonnellata per centimetro cubo.

A differenza di quanto avviene nelle altre stelle, nel nucleo delle nane bianche non ha luogo alcuna reazione di fusione nucleare: perciò esse vanno raffreddandosi sempre più, fino a raggiungere, in un tempo che dipende dalle loro dimensioni iniziali, la temperatura dello zero assoluto e l’aspetto di una cosiddetta “nana nera”. La materia all'interno delle nane bianche si trova in uno stato degenerato, in cui gli atomi sono completamente ionizzati: la stella non collassa sotto il proprio peso solo grazie alla repulsione reciproca tra gli elettroni.

Il fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar stabilì negli anni Trenta del Novecento che le nane bianche non possono avere una massa superiore a 1,4 volte la massa del Sole, altrimenti la gravità prenderebbe il sopravvento sulla repulsione fra elettroni, rendendo la stella instabile.

Esistono numerosi sistemi di stelle doppie composti da una stella normale e da una nana bianca; ne sono un esempio Sirio, nota come la stella più brillante del cielo notturno, e la nana bianca Sirio B.