白矮星（White Dwarf，也称为简并矮星）是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小，因此被命名为白矮星。白矮星是演化到末期的恒星，主要由碳构成，外部覆盖一层氢气与氦气。白矮星在亿万年的时间里逐渐冷却、变暗，它体积小，亮度低，但密度高，质量大。1982年出版的白矮星星表表明，银河系中已被发现的白矮星有488颗，它们都是离太阳不远的近距天体。根据观测资料统计，大约有3％的恒星是白矮星，但理论分析与推算认为，白矮星应占全部恒星的10％左右。
白矮星形成时的温度非常高，但是因为没有能量的来源。因此将会逐渐释放它的热量并解逐渐变冷 （温度降低），这意味着它的辐射会从最初的高色温随着时间逐渐减小并且转变成红色。经过漫长的时间，白矮星的温度将冷却到光度不再能被看见，而成为冷的黑矮星。但是，现在的宇宙仍然太年轻 （大约137亿岁），即使是最年老的白矮星依然辐射出数千K的温度，还不可能有黑矮星的存在。
任何事物都是有其演化过程的，也就是说都逃不脱历诞生、成长、壮年、衰弱、老年、死亡的过程，当然也就包括像太阳一样的恒星。恒星也是有生命周期的，在宇宙空间当中，存在着成块状分布的气体和尘埃，形成星云。如果星云内包含的物质足够多，在外界的扰动影响下，星云会向内收缩并分裂成较小的团块，经过多次的分裂和收缩，逐渐在团块中心形成了致密的核，当核心的温度升高到达到氢核聚变反应能够进行时，一颗新的恒星就诞生了，行星诞生之后就进入主序星阶段，太阳就处在主序星阶段。
恒星停止聚变，外部壳层抛入宇宙空间，核心物质被重力压缩，电子脱离出原子，形成自由电子，不断填入原子核之间的空间，因此被称为简并态，所以物质密度极大，才能抵抗重力的压缩。白矮星直径通常与地球差不多，但密度高达每立方厘米几十亿吨。白矮星温度极高，依靠冷却发光，千亿年后将逐步冷却，失去光度，最终成为黑矮星。
白矮星是恒星遗留的残骸，一般属于向太阳这一类的恒星，太阳最终就会变成白矮星，太阳都变成红巨星，把地球吞掉后，它的外壳将慢慢迸出，就剩下太阳的核心，就是白矮星。
宏观的宇宙状态的变化是个很漫长的过程。地球原来是热的，现在表面冷却的比较明显，内部还很热，地球外部空间的温度也是变化的，变冷只是某个时段的相对变化，当地球运行到银河系的某个比较热的方位，还会变热。宇宙总体的温度可能是个衡值，白矮星也不例外，宇宙总体活动在真空里，它的整体热量是传递不出去的，单个星球也具有这样的特征。
白矮星(White Dwarf)是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小，因此被命名为白矮星。白矮星是一种晚期的恒星。根据现代恒星演化理论，白矮星是在红巨星的中心形成的。白矮星是一种很特殊的天体，它的体积小、亮度低，但质量大、密度极高。比如天狼星伴星（它是最早被发现的白矮星），体积和地球相当，但质量却和太阳差不多，它的密度在1000万吨/立方米左右。
白矮星和中子星都是恒星演化的终极产物。
白矮星是小质量恒星演化后的产物，主要由碳构成。当一颗小质量恒星（7倍以下太阳质量）演化到老年时，其外层气体会向外膨胀，成为一颗红巨星，但其内核却会因重力作用而向内收缩。当它的外层高温气体消散在宇宙空间后，其高温内核就会暴露出来，这就是白矮星。白矮星的质量上限大约为144倍太阳质量。这个质量限度称为“钱德拉塞卡极限”。
白矮星以体积小，高温度，亮度低，密度高，质量大为其特点。一颗典型的白矮星的大小与地球相当，但其物质以电子简并态存在，密度可达1吨/立方厘米；其温度可超过1万度，所以呈白色；由于尺度太小，所以亮度极低，不用天文望远镜是看不到的。正是因为它的密度极高，一颗为地球大小的白矮星，其质量却与太阳相当。
白矮星上已经没有了核聚变反应，其辐射能量都来自于它保留下来的原来恒星的能量，随着它向宇宙空间辐射光和热，白矮星的温度会逐渐降低，颜色也会越来越暗，直到成为一颗不能发光发热的结晶型黑矮星。由于白矮星的发光面积小，它的热量散失非常慢。科学家认为，从宇宙大爆炸发生以来，宇宙中还没有一颗白矮星完全冷却为黑矮星。
太阳演化的最终结局就是一颗白矮星。
不同质量恒星的演化
中子星也是恒星演化到终极时的产物。但中子星是中等质量恒星的最终结局。它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大。根据科学家的计算，当老年恒星的质量为太阳质量的约8~30倍时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于8个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。当一颗大质量恒星演化到末期，经由重力崩溃发生超新星爆发之后，恒星核在内爆下继续被压缩，把电子也压缩进原子核，与质子结合转化为中子，这个恒星核就会演变为一颗中子星，而其外层物质则被超新星爆发完全抛离了。
中子星的密度极高，是除黑洞外密度最大的星体，密度为每立方厘米8^14~10^15克，相当于每立方厘米重1亿吨以上，最大可达10亿吨/立方厘米。此密度也就是原子核的密度，因此，中子星也可以看作是一个巨大的原子核。
中子星的温度比白矮星还要高，表面温度可超过1000万摄氏度，内部温度更可达60亿摄氏度。但中子星更小，据计算，典型中子星的直径为20公里，且其直径不能超过30公里。一颗典型的中子星质量介于太阳质量的135到21倍，最大不能超过太阳质量的32倍。中子星的这个质量上限称为“奥本海默极限”。
当恒星收缩为中子星后，因为角动量守恒，它的自转就会加快，能达到每秒几圈到几十圈。同时，收缩使中子星磁场增强，成为一块极强的“磁铁”，这块“磁铁”在它的某一部分向外发射出电波。当它快速自转时，就像灯塔上的探照灯那样，有规律地不断向地球扫射电波。此时的中子星也叫“脉冲星”。
当发射电波的那部分对着地球时，我们就收到电波；当这部分随着星体的转动而偏转时，我们就收不到电波。所以，我们收到的电波是间歇的。这种现象又称为“灯塔效应”。
中子星的“灯塔效应”
关于中子星的结构目前知道得还不是很清楚。其可能的结构为，一个典型中子星的半径只有10千米左右。中子星外部是一个固态的铁的外壳，大约厚1千米，密度在10^11~10^14克/立方厘米之间；内部几乎完全是中子组成的流体，密度为10^14~10^15克/立方厘米
中子星可能的结构
与白矮星一样，中子星也并不是恒星的最终状态，它还要进一步演化。由于它温度很高，能量消耗也很快，因此，它通过减慢自转以消耗角动量维持光度。当它的角动量消耗完以后，中子星将变成不发光的黑矮星。
白矮星是一种由简并态物质组成的小型致密星，因此又称为简并矮星，它们是通过电子简并压和自身引力相平衡的方式维持自身结构的稳定。白矮星的主要成分是碳、氧的原子核以及电子，还有少量的氦、氖元素，它们的主要特征是高密度、高温、低光度，存在一个质量上限——钱德拉塞卡极限，其数值约等于14个太阳质量。
白矮星内部结构
通常认为白矮星是小质量恒星演化的结果，当恒星演化至红巨星阶段末期，由于内部核燃料即将消耗殆尽，从而无法维持结果的稳定，因此星体在自身引力的作用下剧烈收缩，结果可能会引发新星或者超新星事件将一部分质量抛射进宇宙空间，但是由于恒星本身质量不高，因此引力无法使大部分原子核解体病形成大量的中子，因此最终演化的残骸将会达到电子简并压和引力的平衡，白矮星就这么形成了。
白矮星的科学意义非常重大。首先，白矮星的存在证明了现有的小恒星演化模型的正确，从而间接证明了引力理论和量子相变理论的正确性；其次，白矮星为我们研究元素（主要是碳、氧）的起源提供了重要线索；再次，白矮星也为我们研究其他种类的致密星（例如中子星和黑洞）提供了重要的参考。
白矮星与地球的体积对比
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