白矮星的光谱属於Ａ型，是高温、体积小的致密星，即使大小如地球般，质量已介乎於十分之三及一.四个太阳质量间，密度是水的十万倍。现时大约测度到一千多 颗白矮星，白矮星是恒星演化晚期归宿之一，我们的太阳终归是走上这一条路途的。白矮星会变成宇宙中最大的钻石：2004年2月宣布了白矮星内部结晶成巨大钻石的第一个直接证据。对BPM 37093脉动的观察使来自美国麻萨诸塞州剑桥市哈佛-史密森天体物理学中心的天文学家可以推断出这一点。 碳白矮星已经结晶成直径约4000公里（2500英里）的钻石。

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。表面温度8000K，发出白光，可有几十亿年寿命。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。

人们已经观测发现的白矮星有1000多颗。天狼星（Sirius）的伴星是第一颗被人们发现的白矮星，也是所观测到的最亮的白矮星（8等星），它的密度在1000万吨/立方米左右，体积比地球大不了多少，但质量却和太阳差不多。

1982年出版的白矮星星表表明，银河系中有488颗白矮星，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。

白矮星属于演化到晚年期的恒星，恒星在演化后期，抛射出大量的物质，经过大量的质量损失后，如果剩下的核的质量小于1.44个太阳质量，这颗恒星便演化成为白矮星。对白矮星的形成也有人认为，白矮星的前身是行星状星云（是宇宙中由高温气体、少量尘埃等组成的环状或圆盘状的物质），它的中心通常都有一个温度很高的恒星——中心星，它的核能源已经基本耗尽，整个星体开始慢慢冷却、晶化，直至最后“死亡”。

电子简并压与白矮星强大的重力平衡，维持着白矮星的稳定。当白矮星质量进一步增大，电子简并压就有可能抵抗不住自身的引力收缩，白矮星还会坍缩成密度更高的天体：中子星或黑洞。对单星系统而言，由于没有热核反应来提供能量，白矮星在发出光热的同时，也以同样的速度冷却着。经过数千亿年的漫长岁月，年老的白矮星将渐渐停止辐射而死去。它的躯体变成一个比钻石还硬的巨大晶体——黑矮星。

对于多星系统，白矮星的演化过程则有可能被改变（例如双星）。

第一颗被发现的白矮星是三合星的波江座 40，它的成员是主序星的波江座 40A，和在一段距离外组成联星的白矮星波江座 40B和主序星的波江座 40C。波江座 40B和波江座 40C这一对联星是威廉·赫歇尔在1783年1月31日发现的，它在1825年再度被Friedrich Georg Wilhelm Struve观测，1851年被Otto Wilhelm von Struve观测。

在1910年，亨利·诺瑞斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明发现他有一颗黯淡不起眼的伴星，而波江座 40B的光谱类型是A型或是白色。

1892年，Alvan Graham Clark发现了天狼星的伴星。根据对恒星数据的分析，这个伴星的质量约一个太阳质量，表面温度大约25000K，但是其光度大约是天狼星的万分之一，所以根据光度和表面积的关系，推断出其大小与地球相当。这样的密度是地球上的物质达不到的。1917年，Adriaan Van Maanen发现了目前已知离太阳最近的白矮星Van Maanen星。

1917年，范·马南发现了一颗孤独的白矮星，被称为范马南星。这三颗白矮星，最早发现的，是所谓的经典的白矮星。终于，有许多的黯淡的白色恒星被发现，它们都有高自行，表示都是紧邻地球的低光度天体，因此都是白矮星。 威廉·鲁伊登在1922年要说明这种天体时，似乎是第一个使用白矮星这个名词的人，稍后这个名词经亚瑟·爱丁顿而通俗化了。

在二十世纪初由Max Planck等人发展出量子理论之后，Ralph H. Fowler于1926年建立了一个基于费米-狄拉克统计的解释白矮星的密度的理论。

1930年，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（印度）发现了白矮星的质量上限（钱德拉塞卡极限），并因此获得1983年的诺贝尔物理学奖。

尽管有各种的怀疑，第一颗非经典的白矮星大约直到1930年代才被辨认出来。在1939年已经发现了18颗白矮星，在1940年代，鲁伊登和其他人继续研究白矮星， 到1950年发现已经超过一百颗的白矮星，到了1999年，这个数目已经超过2000颗之后的史隆数位巡天发现的白矮星就超过9000颗，而绝大多数都是新发现的。