Une naine blanche est, en astronomie, le nom donné à ce qu'il advient d'une étoile de masse modérée (de 8 à 10 masses solaires au maximum) à l'issue de la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Ces objets acquièrent alors une taille très petite comparativement à une étoile, et conservent longtemps une température de surface élevée, d'où leur nom de « naine blanche ».
Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa densité est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ 100 000 kelvins, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur qui ne diffuse que très lentement du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.
On estime que les naines blanches constituent approximativement 6 % en nombre de l'ensemble des étoiles connues dans le voisinage solaire, mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 97 % des étoiles de notre galaxie.
Du fait de l'évolution de leur étoile parente (dictée par sa masse), les naines blanches existant aujourd'hui sont habituellement composées de carbone et d'oxygène. Quand l'étoile parente est suffisamment massive (probablement entre huit et dix masses solaires), il est possible qu'elle donne naissance à une naine blanche sans carbone, mais comprenant du néon et du magnésium en sus de l'oxygène. Il est également possible qu'une naine blanche soit principalement composée d'hélium, si son étoile parente a été sujette à un transfert de matière dans un système binaire. Dans chacun de ces cas, la naine blanche