白矮星，也稱為簡并矮星，是由簡并態物質構成的小恒星。
它們的密度極高，你知道嗎，一顆質量與太陽相當的白矮星但是體積只有地球一般的大小！白矮星微弱的光度則來自過去儲存的熱能。
在太陽附近的區域內已知的恒星中大約有6%是白矮星。
白矮星被認為是中、低質量恒星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恒星都屬于這一類。
中低質量的恒星在渡過生命期的主序星階段，結束以氫融合反應之后，將在核心進行氦融合，將氦燃燒成碳和氧的3氦過程，并膨脹成為一顆紅巨星。
如果紅巨星沒有足夠的質量產生能夠讓碳聚變的更高溫度，碳和氧就會在核心堆積起來。在散發出外面數層的氣體成為行星狀星云之后，留下來的只有核心的部分，這個殘骸最終將成為白矮星。
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使碳聚變卻仍不足以使氖聚變的高溫，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。
同樣的，有些由氦組成的白矮星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，因此不再有能量產生，也不再由核聚變的熱來抵抗重力崩潰。它是由極端高密度的物質產生的電子簡并壓力來支撐。
物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡并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，通常經由伴星的質量傳遞，可能經由所知道的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，目前發現最高溫的白矮星是行星狀星云NGC 2440中心的HD 62166，表面溫度約200,000K。
但是因為沒有能量的來源，因此將會逐漸釋放它的熱量并且逐漸變冷，這意味著它的輻射會從最初的高色溫隨著時間逐漸減小并且轉變成紅色。
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，成為冷的黑矮星。但是，現在的宇宙仍然太年輕 ， 年齡大約137億歲，即使是最年老的白矮星依然輻射出數千度K的溫度，還沒有黑矮星的存在。
第一顆被發現的白矮星是三合星的波江座40，它的成員是主序星的波江座40A，和在一段距離外組成聯星的白矮星波江座40B和主序星的波江座40C。
波江座40B和波江座40C這一對聯星是威廉·赫歇爾在1783年1月31日發現的
天狼星的伴星，天狼星B，隨后也被發現。
在19世紀，對有些恒星已經能夠精確的測量出它們在位置上的微小變化。貝塞爾使用這些精確的測量確定天狼星（大犬座α）、南河三（小犬座α）的位置都有些變動，在1844年他預言這兩顆恒星都有看不見的伴星。
在1917年，范·馬南發現了一顆孤獨的白矮星，現在被稱為范馬南星。這是發現的第三顆白矮星。
此后，有許多的黯淡的白色恒星被發現，它們都有高自行，表示都是緊鄰地球的低光度天體，因此都是白矮星。
白矮星在被發現之后就被確認是密度極端高的天體。如果一顆在聯星系統的恒星，像是天狼星B和波江座40B，是可以從聯星的軌道估計出它的質量的。
在1910年對天狼星B這樣做過，得到的質量是0.94太陽質量，現代的估計是1太陽質量。
由于高溫恒星的輻射量大于低溫恒星，恒星的表面亮度可以從有效表面溫度，也可以從光譜來估計。
如果知道恒星的距離，它的整體光度也能估計出來。從這兩種圖表可以比較出恒星的半徑，由推理排出來的順序讓當時的天文學家非常困惑，因為天狼星B和波江座40B必須有非常高的密度。
白矮星是低質量的恒星的演化路線的終點。在紅巨星階段的末期，恒星的中心會因為溫度、壓力不足或者核聚變達到鐵階段而停止產生能量。
產生比鐵還重的元素不能產生能量，而需要吸收能量。恒星外殼的重力會壓縮恒星產生一個高密度的天體。
大部分恒星演化過程都包含白矮星階段。由于很多恒星會通過新星或者超新星爆發將外殼拋出，一些質量略大的恒星也可能最終演化成白矮星。
雙星或者多星系統中，由于恒星質量（物質）的交換，恒星的演化過程與單獨的恒星不同。
比如，天狼星的伴星就是一顆年老的大約一個太陽質量的白矮星，但是天狼星是一顆大約2.3個太陽質量的主序星。
關于白矮星它的內容不算太多，所以咱就講這么多。
下一期我們講講紅巨星。
