白矮星是低质量或中等质量的恒星失去外层物质、核心不再持续进行核聚变后留下的致密遗骸。它通常在与地球相近的体积内，容纳相当于太阳质量很大一部分的物质。与普通恒星不同，白矮星主要依靠电子简并压力支撑，而不是依靠聚变产热所维持的压强。白矮星通常通过辐射释放储存的热能，在数十亿年间逐渐冷却、变暗。包括太阳在内的大多数恒星，预计最终都会成为白矮星。(imagine.gsfc.nasa.gov)
形成与组成
白矮星是恒星演化的产物。类似太阳的恒星，其活跃寿命的大部分时间都处于主序星阶段，在核心中将氢转化为氦。核心中的氢耗尽后，恒星便会膨胀为红巨星。随后，氦燃烧产生碳和氧，而聚变仍在日益致密的核心周围的壳层中继续进行。最终，强烈的质量流失剥离了膨胀的包层，暴露出炽热的遗骸。抛出的物质可能形成行星状星云，由中心天体的辐射照亮；尽管名称中有“行星”，这种星云并不是行星的集合。(science.nasa.gov)
大多数白矮星具有碳氧核心。一些质量较大的遗骸含有大量的氧和氖，而低质量的氦核白矮星，通常是在与伴星相互作用、导致恒星在氦点燃之前就失去包层的情况下形成的。核心外覆盖着薄薄的氦层，而且往往还有氢层。因此，所观测到的大气组成不一定与内部主体物质的组成相似。恒星的初始质量与遗骸质量并不相同：原恒星的大量物质会回到星际空间。(cor.gsfc.nasa.gov)
结构与量子支撑机制
白矮星的内部由紧密排列的原子核和可自由运动的电子组成。它抵抗压缩的能力源于量子力学，尤其是泡利不相容原理。电子不能全部占据同一个量子态。压缩物质会迫使更多电子进入动量更高的状态，即使热运动的贡献相对较小，也会产生压强。这种压强与向内的引力相平衡，使不断冷却的遗骸能够保持大致稳定。(imagine.gsfc.nasa.gov)
白矮星的一个典型特征是质量与半径之间的反向关系：在组成和热状态相近的情况下，质量越大的白矮星，半径越小。更强的引力会将其物质压缩得更加紧密。质量与太阳相当的白矮星，半径可以与地球相近，这意味着其平均密度约为每立方厘米一百万克。因此，通常用来描述固体或气体物质的概念，并不足以描述白矮星的内部。(open.edu)
电子简并压力无法支撑任意大的质量。对于组成典型、低温且不自转的白矮星，理想化的钱德拉塞卡极限约为1.4个太阳质量。当电子进入相对论性状态后，压缩所带来的压强增长会变得不那么有效。确切的稳定性边界取决于组成及其他物理条件。失稳并不意味着只有一种结局：在不同情况下，白矮星可能因热核爆炸而解体，也可能坍缩为中子星。(science.nasa.gov)
冷却与结晶
刚刚暴露出来的遗骸，表面温度可超过100,000开尔文。它们虽然炽热，但由于辐射面积小，亮度相对较低。在没有显著吸积或持续核燃烧的情况下，白矮星会通过辐射损失内能，逐渐冷却。冷却速率取决于质量、大气组成、包层厚度及内部物理过程，因此不能单凭温度普遍地判定其年龄。(imagine.gsfc.nasa.gov)
随着内部冷却，静电相互作用可使原子核排列成晶格。这种相变会释放潜热；结晶过程中的化学成分分离也能提供额外能量，延缓冷却。2019年，盖亚空间天文台的观测发现，白矮星在某些特定光度和颜色处出现数量上的聚集，为结晶提供了来自恒星群体的证据。这并不是普通钻石的形成过程：这里的物质是由原子核和简并电子构成的极高密度混合物。(esa.int)
冷却模型还必须考虑某些天体中残余的核燃烧。2021年公布的哈勃观测结果提供了证据，表明某些白矮星保留了足够的氢，能够缓慢燃烧，从而延长其冷却时间。一种假想的遗骸如果冷却到几乎不再发出可探测的辐射，就称为黑矮星，但达到这一状态所需的时间比宇宙目前的年龄还要长。(science.nasa.gov)
观测与相互作用系统
天文学家根据白矮星的颜色、光度、很高的表面重力，以及光谱学观测来识别它们。大气中的吸收特征能够揭示化学组成，而距离测量和模型大气有助于确定半径与质量。天狼星B是一个位于近邻的例子，于1862年首次被直接观测到：它的质量约等于太阳，却集中在一个直径略小于地球的天体内。炽热的表面也使它在软X射线波段十分显眼。(arxiv.org)
在双星系统中，白矮星可能从伴星吸取物质。积累的氢可在表面发生爆发性燃烧，形成新星，而下方的遗骸通常仍能保持完整。范围更广的热核点燃则可能产生Ia型超新星，摧毁白矮星。提出的形成途径包括从非简并伴星吸积物质，以及两颗白矮星之间的相互作用或并合；并非每次爆炸都要求白矮星的质量先增长到钱德拉塞卡极限。(chandra.cfa.harvard.edu)
对白矮星冷却群体的研究，可以估算恒星群体的年龄和形成历史。这类估算将冷却时间与前身恒星的寿命结合起来，并依赖于准确描述结晶、包层结构，以及恒星初始质量与遗骸质量之间关系的模型。(esa.int)