白矮星是一種低光度、高密度、高溫度的恆星。因為它的顏色呈白色、體積比較矮小，因此被命名為白矮星。白矮星是演化到末期的恆星，主要由碳構成，外部覆蓋一層氫氣與氦氣。白矮星在億萬年的時間裏逐漸冷卻、變暗，它體積小，亮度低，但密度高，質量大。1982年出版的白矮星星表表明，銀河係中已被發現的白矮星有488顆，它們都是離太陽不遠的近距天體。根據觀測資料統計，大約有3%的恆星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應占全部恆星的10%左右。
中低質量的恆星在渡過生命期的主序星階段，結束以氫聚變反應之後。將在核心進行氦聚變，將氦燃燒成碳和氧的三氦聚變過程，並膨脹成為一顆紅巨星。
當紅巨星的外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度，於是氦開始聚變成碳。經過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，恆星的結構組成已經不那麽簡單了：外殼仍然是以氫為主的混合物，而在它下麵有一個氦層，氦層內部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加複雜，中心附近的溫度繼續上升，最終使碳轉變為其他元素。與此同時，紅巨星外部開始發生不穩定的脈動振蕩：恆星半徑時而變大，時而又縮小，穩定的主星序恆星變為極不穩定的巨大火球，火球內部的核反應也越來越趨於不穩定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恆星內部核心實際上密度已經增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時，在紅巨星內部，已經誕生了一顆白矮星。當恆星的不穩定狀態達到極限後，紅巨星會進行爆發，把核心以外的物質都拋離恆星本體，物質向外擴散成為星雲，殘留下來的內核就是我們能看到的白矮星。所以白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的溫度，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。偶爾有些由氦組成的白矮星，不過這是由聯星的質量損失造成的。
白矮星的內部不再有物質進行核聚變反應，因此恆星不再有能量產生。這時它也不再由核聚變的熱來抵抗重力崩潰，而是由極端高密度的物質產生的電子簡並壓力來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡並壓力能夠支撐的最大質量是1.4倍太陽質量，也就是錢德拉塞卡極限。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，有時經由伴星的質量傳遞，白矮星可能經由碳引爆過程爆炸成為一顆ia超新星。
白矮星形成時的溫度非常高，但是因為沒有能量的來源。因此將會逐漸釋放它的熱量並解逐漸變冷（溫度降低），這意味著它的輻射會從最初的高色溫隨著時間逐漸減小並且轉變成紅色。經過漫長的時間，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現在的宇宙仍然太年輕（大約137億歲），即使是最年老的白矮星依然輻射出數千k的溫度，還不可能有黑矮星的存在。
天文學讓我們了解到宇宙中發生的奇異事件，其所蘊含的物理解釋卻讓人難以想象，最近科學家發現白矮星的內部可能出現神奇的“結晶”核體。
大多數的恆星內核通過氫核聚變進行燃燒，將質量轉變為能量，並產生光和熱量，當恆星內部氫燃料完成消耗完後就開始進行氦融合反應，並形成更重的碳和氧，這一過程對於類似我們太陽這樣的恆星而言，就顯得較為短暫，並形成碳氧組成的白矮星，如果其質量大於1.4倍太陽質量，就會發生ia型超新星爆發。
麥克唐納天文台的2.1米望遠鏡對gd518白矮星的觀測發現，其表麵溫度達到12，000度，是太陽的兩倍左右，質量為太陽的1.2倍，根據恆星演化模型，其主要成分為氧和氖。通過對gd518白矮星亮度的變化判斷，實際上它正在進行“脈衝”式的膨脹和收縮，這意味著其內部存在不穩定性，科學家預測其內部已經出現了結晶或者凝固現象，形成一定半徑的“小結晶球”，這是一個非常不可思議的結果，科學家認為繼續對這顆白矮星進行調查，有助於為其他類型的超新星爆發提供依據，更好地測量出宇宙的大尺度範圍。
人們已經觀測發現的白矮星有1000多顆。天狼星（sirius）的伴星是第一顆被人們發現的白矮星，也是所觀測到的最亮的白矮星（8等星），它的密度在1000萬噸立方米左右，體積比地球大不了多少，但質量卻和太陽差不多。
1982年出版的白矮星星表表明，銀河係中有488顆白矮星，它們都是離太陽不遠的近距天體。根據觀測資料統計，大約有3%的恆星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應占全部恆星的10%左右。
在大約1，600光年遠的一個叫做j0806的非常著名的雙星係統裏，兩個致密的白矮星每321秒繞各自的軌道旋轉一周。錢德拉天文台天文學家的x射線波段數據分析反駁了一個已經給人留下深刻印象的觀點：這兩顆白矮星的短軌道周期處於一種穩定的狀態，當他們的螺旋湊的越近，他們的周期越短。即使它們是分開有80，000公裏的兩個星（地球與月亮的距離是400，000公裏），它們也注定要合並的。根據這個藝術家般的觀點描述，著名的j0806係統螺旋毀滅的原因便是同愛因斯坦相對論中預言的那樣：白矮星由於重力波產生的影響而最終喪失它的軌道能量。事實上，j0806可能是我們銀河係重力波最明亮的光源之一，可以直接利用未來設立在太空的重力波工具捕獲。
如果要進行星際旅行，白矮星也是重要的威脅之一！
中低質量的恆星在渡過生命期的主序星階段，結束以氫聚變反應之後。將在核心進行氦聚變，將氦燃燒成碳和氧的三氦聚變過程，並膨脹成為一顆紅巨星。
當紅巨星的外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度，於是氦開始聚變成碳。經過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，恆星的結構組成已經不那麽簡單了：外殼仍然是以氫為主的混合物，而在它下麵有一個氦層，氦層內部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加複雜，中心附近的溫度繼續上升，最終使碳轉變為其他元素。與此同時，紅巨星外部開始發生不穩定的脈動振蕩：恆星半徑時而變大，時而又縮小，穩定的主星序恆星變為極不穩定的巨大火球，火球內部的核反應也越來越趨於不穩定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恆星內部核心實際上密度已經增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時，在紅巨星內部，已經誕生了一顆白矮星。當恆星的不穩定狀態達到極限後，紅巨星會進行爆發，把核心以外的物質都拋離恆星本體，物質向外擴散成為星雲，殘留下來的內核就是我們能看到的白矮星。所以白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的溫度，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。偶爾有些由氦組成的白矮星，不過這是由聯星的質量損失造成的。
白矮星的內部不再有物質進行核聚變反應，因此恆星不再有能量產生。這時它也不再由核聚變的熱來抵抗重力崩潰，而是由極端高密度的物質產生的電子簡並壓力來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡並壓力能夠支撐的最大質量是1.4倍太陽質量，也就是錢德拉塞卡極限。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，有時經由伴星的質量傳遞，白矮星可能經由碳引爆過程爆炸成為一顆ia超新星。
白矮星形成時的溫度非常高，但是因為沒有能量的來源。因此將會逐漸釋放它的熱量並解逐漸變冷（溫度降低），這意味著它的輻射會從最初的高色溫隨著時間逐漸減小並且轉變成紅色。經過漫長的時間，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現在的宇宙仍然太年輕（大約137億歲），即使是最年老的白矮星依然輻射出數千k的溫度，還不可能有黑矮星的存在。
天文學讓我們了解到宇宙中發生的奇異事件，其所蘊含的物理解釋卻讓人難以想象，最近科學家發現白矮星的內部可能出現神奇的“結晶”核體。
大多數的恆星內核通過氫核聚變進行燃燒，將質量轉變為能量，並產生光和熱量，當恆星內部氫燃料完成消耗完後就開始進行氦融合反應，並形成更重的碳和氧，這一過程對於類似我們太陽這樣的恆星而言，就顯得較為短暫，並形成碳氧組成的白矮星，如果其質量大於1.4倍太陽質量，就會發生ia型超新星爆發。
麥克唐納天文台的2.1米望遠鏡對gd518白矮星的觀測發現，其表麵溫度達到12，000度，是太陽的兩倍左右，質量為太陽的1.2倍，根據恆星演化模型，其主要成分為氧和氖。通過對gd518白矮星亮度的變化判斷，實際上它正在進行“脈衝”式的膨脹和收縮，這意味著其內部存在不穩定性，科學家預測其內部已經出現了結晶或者凝固現象，形成一定半徑的“小結晶球”，這是一個非常不可思議的結果，科學家認為繼續對這顆白矮星進行調查，有助於為其他類型的超新星爆發提供依據，更好地測量出宇宙的大尺度範圍。
人們已經觀測發現的白矮星有1000多顆。天狼星（sirius）的伴星是第一顆被人們發現的白矮星，也是所觀測到的最亮的白矮星（8等星），它的密度在1000萬噸立方米左右，體積比地球大不了多少，但質量卻和太陽差不多。
1982年出版的白矮星星表表明，銀河係中有488顆白矮星，它們都是離太陽不遠的近距天體。根據觀測資料統計，大約有3%的恆星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應占全部恆星的10%左右。
在大約1，600光年遠的一個叫做j0806的非常著名的雙星係統裏，兩個致密的白矮星每321秒繞各自的軌道旋轉一周。錢德拉天文台天文學家的x射線波段數據分析反駁了一個已經給人留下深刻印象的觀點：這兩顆白矮星的短軌道周期處於一種穩定的狀態，當他們的螺旋湊的越近，他們的周期越短。即使它們是分開有80，000公裏的兩個星（地球與月亮的距離是400，000公裏），它們也注定要合並的。根據這個藝術家般的觀點描述，著名的j0806係統螺旋毀滅的原因便是同愛因斯坦相對論中預言的那樣：白矮星由於重力波產生的影響而最終喪失它的軌道能量。事實上，j0806可能是我們銀河係重力波最明亮的光源之一，可以直接利用未來設立在太空的重力波工具捕獲。
如果要進行星際旅行，白矮星也是重要的威脅之一！