Hvězdy ve vesmíru mohou být velmi různorodé. Existují hvězdy hmotné i málo hmotné, rozměrově srovnatelné se Zemí i hvězdy obří vůči Slunci, hvězdy jasné i málo svítivé, s různou teplotou i barvou. Existují hvězdy teprve vznikající, hvězdy ve střední fázi své existence i hvězdy, které se dostaly do závěrečného stádia svého vývoje.
Bílí trpaslíci vznikají z méně hmotných hvězd, které se dostaly do konečného stádia svého vývoje. Jak takový bílý trpaslík vlastně vznikne? Proces je poměrně složitý. Bílí trpaslíci vznikají z hvězd podobných našemu Slunci, tedy z hvězd o průměrné nebo spíše podprůměrné hmotnosti. Taková hvězda ve svém jádře přeměňuje vodík na hélium, nachází se proto na hlavní posloupnosti Herzprung – Russelova diagramu. V této fázi hvězda vytrvá po většinu své existence. Jádro takové hvězdy však nemá dostatečnou hmotnost na to, aby v něm vznikly podmínky (teploty a tlaky) pro přeměnu látky na chemicky těžší prvky jako je např. uhlík. Hvězda na konci svého vývoje začne zvětšovat své rozměry a přechází na určitou dobu do přechodové fáze rudého obra, přičemž spaluje hélium. Po dosažení fáze obra začíná gravitační kolaps hvězdy. Hroutící se hvězda již nemá palivo na jadernou fúzi, která by zajišťovala vztlakovou sílu působící proti síle gravitační. Takže gravitace začíná převládat a hvězda začíná zmenšovat svůj objem. Původní atmosféra hvězdy však nemá dostatečnou vazbu na povrchové vrstvy. Atmosféra se proto odděluje od povrchových vrstev a dále se rozpíná. Vzniká mlhovinový objekt přibližně kulového tvaru, který se označuje jako planetární mlhovina, přestože nemá nic společného s planetami. Ta může zářit poměrně výrazně v různých spektrálních čarách, neboť její plynná složka je excitována ultrafialovým zářením obnaženého původního jádra hvězdy. Tato plynná struktura se postupně zvětšuje a během několika desítek tisíc let se zcela rozptýlí do okolního prostředí.
Ve středu mlhoviny, tedy v místě původního hvězdného objektu, zůstává obnažené hmotné jádro – objekt, který označujeme jako bílý trpaslík. Ten již není aktivní, protože nemá žádné zdroje energie. Přesto je teplota jeho jádra vysoká a dosahuje hodnot kolem 10 milionů Kelvinů. Jádro se nyní skládá hlavně z uhlíku a kyslíku, nejtěžších prvků, jež dokázala původní hvězda vytvořit. Přesto bílý trpaslík svítí, ale již jen ze setrvačnosti, uvolňováním energie nashromážděné v době, kdy byl součástí aktivní hvězdy. Objekt je vystaven pouze gravitační síle, a proto má nejen proti fázi obra, ale i proti původní hvězdě, dramaticky zmenšený objem, který se může rovnat objemu planety Země. Během života hvězdy se v jejím jádře (nyní bílý trpaslík) nashromáždí přibližně polovina hmoty. Tím pádem má značnou hustotu. Maximální hmotnost objektů typu bílého trpaslíka může být do 1,4 hmotnosti Slunce. Pokud by objekt tuto hmotnost překročil, došlo by k explozi zvané výbuch supernovy (typu Ia).
Bílý trpaslík vyzařuje energii proti původní hvězdě mnohem menším povrchem, a proto je energeticky značně úspornější. Bude proto svítit ještě velmi dlouhou dobu a postupně chladnout. Za řádově stovky miliard let se zchladí natolik, že přestane být viditelný a změní se na černého trpaslíka. Jejich existence je zatím pouze teoretická, neboť stáří vesmíru (13,7 miliardy let) není dostatečné proto, aby se tento objekt stihnul na černého trpaslíka změnit.
Bílý trpaslík však nemusí být ve vesmíru osamoceným objektem. Existují i případy, kdy vytváří těsnou dvojhvězdu s rudým obrem. Toto společenství pro bílého trpaslíka však není dobré, neboť obě tělesa se gravitačně ovlivňují. Hmota (vodík) z červeného obra začne přetékat na trpaslíka, kde se postupně hromadí, až přesáhne určité kritické množství. Následuje prudká termonukleární exploze, kterou pozorujeme jako výbuch novy.
