白矮星
白矮星（White dwarf，也称为简并矮星）是一种体积小、密度大，的蓝白色低光度致密星，其内的物质完全电离，主要是由电子简并物质构成的恒星核残骸；白矮星消耗自身热能向外发出辐射，其表面温度很高，直径仅为前身恒星的几十分之一到百分之一。
白矮星是质量小于8~10.8M⊙的恒星死亡后的产物，大多数恒星的质量在约0.1到10M⊙之间，这意味着97%的恒星会演化为白矮星。低质量或中等质量的恒星的核聚变反应结束后，将膨胀成红巨星，在此期间，星体内部通过反应将氦转变为碳和氧。如果红巨星的质量不足以产生让碳发生聚变所需的更高温度，那么碳和氧就会累积起来成为致密的星核，而星体外层部分则被逐渐抛射出去形成行星状星云，最后留下的核心成为白矮星。通常，白矮星是由碳和氧组成的（碳氧白矮星，碳氧 White 矮星），但如果星体初始质量为8到10M⊙，其核心的温度可以使碳发生核反应，但不足以使发生核反应，则可能形成氧-氖-镁白矮星（Oxygen-氖镁 White Dwarf），小质量恒星在氢的核反应结束后，外壳质量很少，由氦构成的星核的质量无法继续增大，当由星核收缩时，温度不足以使氦发生反应，最终演化为氦白矮星。
1933年，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）初步计算出了白矮星的极限质量为1.44M⊙，称为“钱德拉塞卡极限”，超过此上限，电子简并压力将无法维持平衡，而接近这个质量极限的双星系统中的碳氧白矮星，通常会通过某种途径从其伴星获取物质，最后当其质量增加到钱德拉塞卡极限时，白矮星中心会激发产生不稳定的热核燃烧，释放出能量将整个白矮星炸碎，爆炸成为一颗Ia型超新星，超新星SN 1006就是典型例子。苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡也因发现钱德拉塞卡极限而获得了1983年的诺贝尔物理学奖。
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。银河系内观测到的白矮星已超过9000颗。从观测资料估计，白矮星的数目应占银河系恒星总数的约3%，而理论上的推算结果是这一比例可能高达10%左右。不过，因白矮星光度很低，已发现的都是一些近距离天体。已知距离最近的白矮星是天狼星B，第一颗白矮星波江座40B在1910年首次被发现。“白矮星”这个名词由卢伊藤（Luyten）在1922年首次引入。
白矮星内部已不再有热核反应，随着星体余热的逐渐释放，表面温度和光度会不断降低，进而缓缓地变为红矮星以至黑矮星，那时将更难以观测。
发现历史
第一颗被发现的白矮星是恒星波江座40的伴星波江座40B，波江座40是一个三合星系统，其中密近双星（子星影响另一子星演化的物理双星）波江座40B/C绕着主星波江座40A运转，波江座40B和波江座40C这一对联星由威廉·赫歇尔（Wilhelm Herschel）在1783年1月31日发现，它在1825年再度被 弗里德里希·斯特鲁维（Friedrich Struve）观测，1851年被奥托·斯特鲁维（Otto Struve）观测。1910年，亨利·诺瑞斯·罗素（Henry Norris Russell）、爱德华·皮克林（Edward Charles Pickering）和威廉·佛莱明（Williamina Fleming）发现，虽然波江座40B/C是暗星，但波江座40B的光谱类型是A型。
1862年，克拉克（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，直径约1.2万公里，略小于地球，密度高达每立方厘米3.8吨，是一颗典型的白矮星，这是天文历史上发现的第二颗白矮星。
1917年，丹麦天文学家范·马南（Adriaan Van Maanen）在双鱼座中发现了第三颗白矮星——范马南星，这是第一颗不属于双星或聚星系统的单颗白矮星。此后，有许多白矮星被发现。美国天文学家卢伊藤（Luyten）于1922年首先引入了“白矮星”这一专用名词，并因英国天文学家亚瑟·埃丁顿（Arthur Eddington）的认可而被广泛采用。
1922年，沃尔夫冈·泡利（WolfgangPauliRal）阐明了不相容原理后，福勒（phH.Fowler）于1926年建立了一个基于费米-狄拉克统计的冷简并电子气的状态方程解释白矮星的密度。
1930年，印度天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）发现白矮星存在质量上限（钱德拉塞卡极限），又于1933年初步计算出当恒星的质量超过1.44倍太阳质量的时候，恒星将不会变成白矮星，而是继续缩成其他更高密度的星体。并因钱德拉塞卡极限的发现而获得1983年的诺贝尔物理学奖。
1950年，李政道对白矮星做了有预见性的研究。在他的博士论文《白矮星的含氢量》中，证明了白矮星的氢含量不足百分之一，有力地支持了白矮星是星体演化末期的观点，并首次正确地计算了简并物质的电导率。
由于一些学术上的怀疑，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，到1950年发现已经超过100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资料中发现的白矮星就超过9000颗，而绝大多数都是新发现的。
2014年，天文学家在浩瀚的宇宙之中发现了一颗已有110亿年寿命的白矮星，温度的降低已经使构成它的碳结晶化，成为了一颗“钻石星球”。此次发现的白矮星距离地球约900光年，在水瓶座的方向。据估计，这颗白矮星与地球大小相仿，已有110亿年的寿命，约与银河系的寿命相当。它是人类发现的温度最低、亮度最暗的白矮星。此前，科学家们曾发现半人马座一颗名为“BPM37093”的白矮星，直径达4000公里，重量相当于10的34次方克拉。科学家们从它的脉动振荡着手，推断出它的核心已经结晶。
2015年02月13日，马德里国家天文台（Spain's National Astronomy Observatory）的米格尔·桑坦德-加西亚（Miguel Santander-García）和同事利用欧洲南方天文台（European Southern Observatory）的观测设施，再结合加那利群岛（CanaryIslands）上的望远镜，在观测行星状星云Henize2-428时发现了两颗白矮星，这两两颗白矮星的总质量是太阳的1.8倍，并且每四个小时绕对方运行一次，预计它们将彼此慢慢靠近，以引力波的形式失去能量，在7亿年的时间左右合并成一颗恒星，新恒星的质量会非常大，最终将坍缩并爆炸成为超新星。
2015年3月15日，来自澳大利亚新南威尔士州（New South Wales Australia）查茨沃斯（Chatsworth）岛的业余天文学家约翰·沃德（John Seach）在拍摄的三张天文图像中发现了一颗明亮的新星（白矮星和伴星构成的双星系统产生的物质交换使得白矮星发生极端明亮的爆发而被观测到），（当天UTC5点13分），震级为+6级。日本业余爱好者板垣浩一（KoichiItagaki）随后（当天世界标准时间19点15分）测得其亮度为+5.3等，其亮度在增加。
2022年11月5日出版的《皇家天文学会月刊》上，结果发现一颗距离地球90光年的微弱白矮星，以及环绕其运行的行星系统残骸，它们具有100多亿年历史。
2023年，马什（T.R.Marsh），巴克利（DavidA.H.Buckley）等人在一个双星系统的轨道上发现一颗脉冲发射周期为5.3分钟的脉冲白矮星。
相关原理
梅斯特尔（Leon Mestel）冷却计算
由于白矮星内已经停止了热核反应，白矮星的向外辐射完全依靠消耗自身的热能来补偿.随着热能的不断消耗，白矮星将逐渐冷却变暗.在全部热能都耗尽，因而在（为温度）时，白矮星将变为黑矮星.所以白矮星诞生后的演化过程实际就是它的冷却过程。白矮星是较稳定的星体，假定星体内部有一个半径为的球层，球层质量为，每秒由这个球层表面向外流出的能量，以为半径的球体内的质量，则星体能量方程为
式中，为产能率，即每秒每克恒星物质产生的能量，分别为热核反应、物质热状态变化、中微子辐射的产能率，星体的质量为，将能量方程进行积分，得
为光度，在这里用以表证每秒由恒星表面辐射出去的总能量，由于白矮星内热核反应已经停止，同时没有大量中微子产生，因此式中的，取为变量，结合热力学第一定律（物体内能的增加等于物体吸收的热量和对物体所做的功的总和）有
式中，是对温度的积分，为定容比热，为内部气体压强，为星体密度，是对密度的积分，因为白矮星是高度简并的致密星，它的压缩项可以忽略，即式右边第二项可以忽略，可得
白矮星外壳是由离子和电子（假设其中有一部分是简并的）组成，对于这样的系统，能量均分定理不存在，因而其内能密度可写为
式中，为简并电子数，为不透明度，为包层物质平均分子量，为离子质量，右边最后一项是温度为的离子的热能，右边第一项是简并电子在 时的最低能量，式中的为费米能量，对于费米能量可作如下理解：当恒星密度很高，电子发生简并时，电子间的距离与康普顿波长（实物粒子的特征波长，如果将一个粒子的位置确定到它的康普顿波长以内，那么具有的能量涨落将大到足以再产生一个这样的粒子）相当，物质的性质由量子力学的测不准关系确定，即要求电子的动量和电子的线性距离满足测不准关系：（，为普朗克常量6.63×10-34J·s）.由于电子体积，所以有，这时电子的能量
为简并电子质量，由公式可知，即使温度降为零，简并电子的能量为而不是零。公式右边第二项是电子在温度为T时的热能，对于这一项可理解如下：当时，所有电子处于最低能态，这时电子的能量为，在单位体积的个电子中，只有的一小部分电子将具有平均能量因此温度为T的电子的平均热能正比于， 在内能密度的公式右边三项中，第三项即离子的热能项最大，远远大于电子的热能，于是有
为核心物质的原子量，将上式代入中，考虑到白矮星内部是等温的(这里表示白矮星内部的温度，它等于外壳与内核交界点处的温度).将和提到积分号外，最后得到
又(，为光速，为辐射频率)代入上式中，消去并将 替换成，则有
将此式对时间积分，并将白矮星寿命用表示，白矮星诞生时外壳与内核交界点处的温度远大于生命终了时内部的温度积分后，式中的再用式（为太阳光度，为太阳质量）转换成，得到白矮星寿命
可以看出白矮星的冷却时间与物质组成、质量和光度有关。
吉尔·夏布里埃（Gilles Chabrier）计算原理
吉尔·夏布里埃基于热力学第一原理给出了白矮星冷却计算的基本原理：
式中为中微子速率，是单位质量在平衡态变化过程中的热量速率，分别为比内能和引力能的变化量。内能的变化量其中为化学势（一种物质从某个状态迁移到另一种状态所需要输出的能量），为比（单位质量物质的熵），为结晶潜热（温度保持不变的情况下，单位质量的物质从液态转变到固态时所释放出的热量），是表示单位质量的体积，是结晶时流体和固相中由于组成变化而引起的碳核和氧核的变化，当中心晶体生长时，其周围有一层薄的富碳流体，局部原子核变化量不等于。引力能的变化量，为离子压力。白矮星消耗自身内能、引力能向外辐射和较少的中微子辐射而逐渐冷却。
钱德拉塞卡极限
恒星演化晚期可形成白矮星的核质量上限一般约为1.44倍太阳质量，被称为钱德拉塞卡极限，是由钱德拉塞卡（Chandrasekhar S）在1931年和1935年首次推导并详细研究的，但当时学术权威亚瑟·埃丁顿（Eddington A）等对此极力反对和封杀，在某种程度上使得关于黑洞的诸多性质的研究推迟了20多年。当恒星演化晚期的核质量超过钱德拉塞卡极限时，相对论性电子简并压力已无法与重力抗衡，恒星会继续收缩并通过超新星爆发向外喷发出大部分的质量，仅在其中央残留一个密度极高的核，核的密度过高以致于其中的电子会进一步塌缩到质子内部，最终形成一个完全由中子组成的中子星。当恒星演化晚期的核质量超过3.2倍太阳质量时，在自身引力的作用下，核心迅速地收缩，核心的所有物质都变成中子，而核心的质量大到使收缩过程仍旧无休止地进行下去，中子本身被碾压成粉末，剩下来的是一个密度高到无法想象的黑洞。由黑洞质量而产生的力量，使得任何靠近它的物体都被它吸进去，包括光。
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡从多方球模型（由多方物态方程建立的恒星结构模型，式中是总压力，是密度，为多方指数）的角度对白矮星进行计算，由流体静力学平衡方程（为半径为的球层质量）与（G为万有引力常量）可得：
将多方物态方程代入得：
令代入上式得多方指数为的多方球结构的莱恩-埃姆登方程（Lane–Emden 方程，球对称多方流体的无量纲泊松方程）：
在多方球中心，由与可得方程的边界条件为，在恒星中心，利用方程的边界条件作数值积分可知，当时，方程的解是单调下降，在处为零，，与星体表面相对应；则星体的质量为：
方程存在解与，低密度白矮星的质量极限适用于第一个解（低密度白矮星的多方指数为），可得，（的单位为）；高密度白矮星的质量极限适用于第二个解（高密度白矮星的多方指数为），同理可得，为电子的平均分子量，与白矮星物质成分有关，由于白矮星物质成分中几乎没有氢存在，因而，则白矮星质量上限即为。
1960年代，第一颗中子星和第一个恒星级黑洞的观测发现，验证了苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡计算结果的正确性。
恒星光谱
恒星光谱是恒星大气的各种原子和分子在其特征波长的吸收谱线。通过恒星光谱，人类可以获取恒星内部物理信息，例如恒星的表面温度、光度、化学成分、质量、磁场、自转以及表面气压和运动状况等。正常恒星的光谱由连续谱上叠加有吸收线（暗线）或发射线（亮线），或吸收线和发射线兼有，这些谱线代表着不同的化学元素。天文学家将拍摄到的恒星光谱与实验室测得的各种元素谱线进行对比，就可以确定恒星的化学组成，同时，根据谱线的强度还可以确定各种元素的丰度。
光谱线所代表的元素及谱线的形状、强度，连续谱的强度存在一定的规律性，据此可以进行分类：
O型：蓝星，有效温度为40000~30000K，在连续光谱背景上有HeⅡ、HeⅠ、HⅠ、CⅢ、SiⅣ和其他较轻元素的多次电离原子所产生的谱线，没有金属线。
B型：蓝白星，有效温度为30000～10000K.HeⅠ线达最大强度，HI线比O型强，OⅡ、NⅡ等一次电离原子的谱线取代了多次电离原子的谱线。
A型：白星，有效温度为10000～7500K，HeⅠ线消失，HⅠ线达最大强度，CaⅡ、FeⅢ、CrⅡ、TiⅡ、FeⅠ、CrⅠ以及其他中性和一次电离的金属线出现，并随有效温度的降低而逐渐增强。
F型：黄白星，有效温度为7500~6000K，HⅠ线比A型弱得多，许多中性和一次电离的金属线很显著，其中CaⅡ的H和K线十分强。
G型:黄星，有效温度为6000~5000K，HI线比F型更弱，中性金属线占优势，CN和CH的分子带出现。
K型:红橙星，有效温度为5000~3500K，HⅠ线很不显著，中性金属线、CN和CH的分子带比G型更强，TiO分子带出现。、
M型：红星，有效温度为3500～2500K，TiO分子带增强，其他分子带和中性金属线弱。
脉冲白矮星。
形成过程
恒星形成于星云并不断地吸收其周围可吸收到的物质，使得自身的引力越来越大，越来越大的引力使得星体开始向内坍缩，内部的压强和温度不断升高，超过一定的临界值之后，恒星内部开始产生核反应。氢聚变成为氦，同时放出能量。恒星内部反应时的高温高密度，使得其内部压强极大，阻止了恒星进一步的坍缩，恒星达到一个稳定态。此时它的内部温度和压强都非常高，星体不断放出大量的光和热，恒星进入主星序阶段。
主序星中氢聚变成氦的热核反应开始时是在星体核心区进行的，随着氢的消耗，当核心区内的氢全部变成氦的时候，核反应便会向外推移。当星体中心区的氢几乎燃烧耗尽变成一个氦核时，中心区停止了氢的热核反应，向外的辐射压力随之减小，外层的物质在引力作用下向核心挤压，从而使温度升高。当壳层温度到达 107K 时，壳层中的氢开始发生氢聚变成氦的热核反应，推动外面气体包层向外膨胀，使恒星的体积很快增大上千倍，同时其表面温度下降，恒星就变成一颗体积巨大、颜色偏红的红巨星。
不同质量的恒星由主序星到红巨星的演化过程不同，当小于8倍太阳质量的恒星演化到红巨星时，核心区将启动氢和氦的二重核反应，恒星由于不稳定而产生热脉冲，从而将恒星外层往外推射，使外层物质与核心区外开，外层物质逐渐扩张，通过质量抛射，形成行星状星云，而恒星内部辐射压力减小，不足以抵抗自身的引力，压力使物质挤向中心，温度持续升高，使得原子核外的电子全部跑掉，变为裸原子核和自由电子气体。这些自由电子气体遵从泡利不相容原理（两个电子不能占据相同的能级），变为简并电子气体，其物态方程发生了变化，气体压力不是与密度成正比，而是与密度的5/3次方成正比，而且与温度无关。简并压比理想气体压力大非常多。当恒星核质量小于1.44倍太阳质量时，塌缩能使密度增加大约107倍，对于理想气体来说，气体压力也增加107倍，但是对简并电子气就要增加4.7×1011倍。简并电子气压远远高于理想气体的压力足以对抗强大的引力而形成稳定的高密度的白矮星。
属性与特征
白矮星是没有能源的恒星，仅剩恒星演化成白矮星时热核反应残余的高温，同时具有高密度和高压，使得原子的电子壳层结构被破坏，电子都脱离原来的轨道成为自由电子，自由电子在压缩了的空间内形成了密度很大的简并电子气，依靠简并电子气的压力与强大引力作用对抗以维持平衡。
属性
引力红移
由于白矮星密度大，体积小，引力场很强，理论和观测都证明它有引力红移。引力红移，是广义相对论的一个推论。由广义相对论，处在引力场中的辐射源发射出来的光，当从远离引力场的地方观测时，谱线会向长波方向，即光谱红端移动，移动量与辐射源和观测者两处的引力势差成正比。
宜居性
白矮星并不是可以孕育生命的星体，但在白矮星周围有存在宜居带的可能。白矮星已不再进行核聚变，但仍然能在冷却的过程中发光发热。因此，其附近有可能存在宜居带，即液态水可能存在的区域；而液态水或许能让生命诞生并繁衍，白矮星-行星系统的结构提供了一个理想的方向：研究在绕白矮星旋转的行星上，大气的化学特征，或许能有助于发现遥远星系中生命存在的线索。
组成与结构
白矮星内部是一个像金属一样的核，但温度可达到108K，可以看成是一个高温的球体。除了占总体积绝大部分的高温内核外，白矮星还有一个薄的表层或者说外壳，其温度范围从5000K到80000K，密度小于102g/cm2；外壳的厚度大约几公里，由非简并的理想气体组成。对大多数白矮星来说，外壳中的气体主要是氢。在这种气体外壳中，能量的传递主要靠辐射和对流来实现，但辐射和对流传热的效率远远小于内部简并电子的热传导，外壳的存在大大减少了内部热量向外的散失，减缓了白矮星的冷却过程，使白矮星的演化变得很慢。
质量半径关系
普通主序星，质量越大，其半径及体积也越大。而白矮星却是质量越大，其半径及体积越小。白矮星处于稳定状态，可借助引力势能与动能平衡得到其质量-半径关系。白矮星单位质量的动能，主要来自电子运动，电子的动量利用海森伯格不确定性原理取其不确定度，可得，把对单位质量和单位体积的讨论扩展到白矮星的总质量和总体积，则白矮星的总动能为，为白矮星内电子总数，可表示为每原子中的电子数（即原子序数）乘上白矮星内包含的原子核数（为每原子核的核子数，为每个核子的质量，是白矮星总质量）。作为球体的白矮星总体积正比于其半径的立方（），则又可以表示为，白矮星的总势能可以近似地表示为，是引力常数。白矮星为稳定状态，其总能量极小，引力势能与动能平衡，即，可得，对于特定的某颗白矮星而言，讨论其质量半径关系时式中除与外的其他参数都是定值，可得质量-半径关系为，即白矮星半径和其质量的立方根成反比，质量越大，其半径及体积越小、相对应的密度也就越大。
演化来源
白矮星是由恒星演化形成的，决定恒星特性和演化进程的主要因素，是恒星的初始质量。（质量小于0.08M⊙的天体，其自身引力不足以使中心区域达到氢点火的温度，故不能靠核反应发光，最多只能靠热气体而发光，这样的天体不能称为恒星）
质量极低的恒星
M\u003c0.5M⊙的小质量恒星，在氢燃烧结束后形成的氦核是电子简并的，并且氦核的质量小于临界质量0.45M⊙（氦核的钱德拉塞卡极限为0.45M⊙），由于氢壳层源外部的外壳质量很少，氢燃烧壳层源不可能使氦核的质量增大并达到0.45M⊙，因而当电子简并的氦核收缩时，不会使温度升高，也不会发生氦燃烧，所以最终将演化为氦白矮星。
低到中等质量的恒星
0.5M⊙\u003cM\u003c8M⊙的恒星，中心核氦燃烧结束后形成的C-O核是电子简并的，并且C-O核的质量小于临界质量1.44M⊙（C-O核的钱德拉塞卡极限为1.44M⊙），由于在氦壳层源外部分的外壳质量不是很大，氦燃烧壳层源不容易使简并C-O核的质量增大达到临界质量1.44M⊙，这样，C-O核的收缩不会使温度升高而发生碳燃烧，所以0.5M⊙\u003cM\u003c8M⊙的星演化过程中，外壳物质大量损失，壳层燃烧源迅速靠近表面而消失，恒星的演化轨迹则转向左方运动，恒星变为行星状星云，最后逐渐演化成为C-O白矮星。
太阳演变：太阳上绝大多数的氢在逐渐燃烧转变为氦，可以说太阳正处于最稳定的阶段。对太阳这样质量的恒星而言，稳定阶段约可持续110亿年。恒星由于放出光而慢慢地在收缩，而在收缩过程中，中心部分的密度就会增加，压力也会升高，使得氢会燃烧得更厉害，这样一来温度就会继续升高，太阳的亮度也会逐渐增强。当太阳的稳定阶段结束时，预计太阳光的亮度将是如今的2.2倍，而地球的平均温度要比如今高60℃左右。太阳中心部分的氢会燃尽，最后只剩下其周围的球壳状部分有氢燃烧。然后开始急速收缩，变得越来越亮，球壳外侧部分因受到影响而导致温度升高并开始膨胀，进入红巨星阶段。太阳的质量会减至现在的60%，行星开始远离太阳。地球及其他散逸层行星在太阳外层部分到达之前应该会拉大距离而存活下来。太阳收缩到一定程度，将不再燃烧，逐渐失去光芒，外层开始收缩，最后将冷却成白矮星。
中等质量到高质量的恒星
初始质量等于或大于8M⊙的恒星，其演化结局成为超新星的可能性比较大，但如果演化过程中的超星风造成的物质损失使得残余质量等于或小于临界质量，也可能会成为白矮星。对于初始质量大于8M⊙的恒星而言，其核心的温度足够将碳和氧融合成氖、氖又继续融合成更重的硫和硅，直到融合成更重的铁元素。当恒星内部温度持续上升直到接近50亿摄氏度时，其密度高达1011千克/立方米，热核聚变生成大量中微子，中微子从恒星倾泻而出并带走大量能量，于是恒星迅速坍缩。恒星向内坍缩时会向外释放大量能量，恒星的光度突然增加十亿倍左右，这就是超新星爆发。
如果恒星临近生命终了核能耗尽时，其质量在1.44M⊙到2.0M⊙之间，恒星将坍缩成为中子星；在坍缩的核心内，压强高到不可思议的程度，连原子核也被压碎，电子被挤进原子核与核内质子结合成中子。最终恒星的核心被压缩成一个密集的简并中子构成的中子星，密度高达1018千克/立方米，依靠简并性中子压力抵抗住引力收缩，维持了中子星的稳定。如果超过2.0M⊙，简并中子压力也抵不住恒星的引力收缩。恒星将继续收缩下而成为一种叫做黑洞的特殊天体。此外，某些初始质量在8到10M☉的恒星，其核心足够将碳融合成氖和镁，但又不足以将氖融合成更重的元素，其核心将不会坍缩，当核聚变释放的能量不足以将核心击散成超新星时，可能会留下一颗主要由氧、氖和镁组成的白矮星。
Iax型超新星
Iax型超新星是双星系统中C-O白矮星吸积了伴星的物质后热核爆燃的产物，在爆燃过程下，一部分碳氧最终转化为铁族元素，如铁、、铬和锰，另一部分碳氧元素留存下来，成为一颗更小质量的白矮星。Iax型超新星的形成的白矮星经历最致命的爆炸而存在，因此，这些白矮星又被称为"不死之星"或"僵尸星"。
双星和新星
Ia型超新星
Ia型超新星来源于双星系统中具有高度简并电子的碳氧白矮星的热核爆炸。碳氧白矮星通过某种途径从其伴星获取物质，从而增加自身质量，当其质量增加到钱德拉塞卡极限时，其中心会激发不稳定的热核燃烧，释放出的能量将整个碳氧白矮星炸碎，并生成大量的放射性元素镍，镍及其放射性子核的放射性衰变所产生的能量注入抛射物中将其加热，使得Ia型超新星具有较高的亮度（在单位时间内单位面积上所接收到天体的辐射流量），在最明亮的时候大约是太阳亮度的50亿倍，由于这类白矮星爆炸时的质量都大致相等，所以在发生超新星爆炸后的峰值绝对亮度也都大致相等，可当作标准烛光，用来测定宇宙学距离，从而探索宇宙的形状。
共包层后双星
后共同包络双星（PCEB）是由一颗白矮星或亚矮星和主序星或褐矮星组成的双星系统。恒星或棕矮星与红巨星阶段的白矮星祖星共享一个共同的包层，当红矮星在共同包络线内运行时，在较密集的环境中速度会减慢，这种减慢的轨道速度通过红矮星与红巨星核心之间轨道距离的缩短得到补偿，红矮星继续向内移动，可能与公共包层核心合并。如果没有合并，双星系统将由一颗白矮星和一颗红矮星组成近距离轨道。由于磁力制动和引力波的释放，两颗矮星的轨道会越来越近，共包层后双星将可能在某个时刻演变成灾变变星，因此共包层后双星有时被称为灾难前变量。
灾变变星
由一颗普通恒星和一颗白矮星组成的双星系统中白矮星从伴星吸积物质热核爆炸发生灾难性的爆发活动而引起光度剧烈变化，爆炸后若白矮星核心保持完整就可被称为灾变变星，它们通常很小——这种典型的双星系统大约与地月系统大小相当——轨道周期在1-10小时范围内。伴星是一颗或多或少像太阳一样正常的恒星，双星之间通过吸积将物质转移到白矮星上。
激变变星
激变变星是在一颗白矮星和一颗晚年的主序星或亚矮星组成的双星系统中，伴星的物质受到白矮星的引力作用，不断流向白矮星，在白矮星的周围形成一个旋转的吸积盘，在气流的不断冲击下形成了热斑，且频繁出现激烈爆发活动的恒星，也称为激变双星。激变变星是在长时间相对宁静之间出现的突然爆发，使得恒星亮度增加10~100万倍；爆发周期一般为几十天，甚至100年以上。
其他双星
白矮星还可与其他星体组成双星如天狼星（Sirius）AB，由一颗蓝白色的蓝矮星和一颗蓝色的白矮星组；也可仅由白矮星组成双星或多恒星系统，如WDJ1953-1019，是由白矮星组成的分级三重系统，由一个的白矮星双星系统与一个更大的白矮星组成。
辐射与冷却的最终命运
白矮星形成后，其内部的核燃料已经耗尽，若无外界物质补充，内部结构将不再发生变化，从而没有新的能量产生。它发出辐射不断消耗自身剩余的热能，星体的温度和光度将逐渐降低，白矮星将逐渐变冷变暗成为黑矮星。白矮星冷却成黑矮星可能需要100亿年左右，宇宙间存在大量的白矮星，大约占恒星总数的1/10，但还没有黑矮星生成。
白矮星的类型
不同的白矮星化学成分有很大的差异，按照其差别，可把白矮星分为DA、DB、DC、DP、DO、DQ、DZ、DC、DX等次型：DA型白矮星含氢丰富；DB型白矮星含氮丰富；DP型白矮星的磁场特别强，一般可达10T，特别强的高达103~104T，称为磁白矮星；DO型白矮星含氦丰富；DQ型白矮星含碳丰富，DZ型含钙丰富；DC型白矮星没有较高的某种元素含量，DX型白矮星没有确切的元素含量，天蝎座zz变星是颗DA型白矮星，而天狼B星属于DB型白矮星。
DA型、DB型和DO型白矮星均有成员呈现出多重周期的非径向重力模式脉动，被称为脉动白矮星。脉动白矮星的光变幅度为百分之一到百分之九等，周期约100~1000秒。脉动白矮星的周期和幅度均有时标为月的变化，有的可反映出演化过程，有的则是多种周期调制的结果。
脉动白矮星的已知的次型有DAV或 ZZ Cet，有以氢为主的大气，光谱型DA；DBV或V777 Her，有以氮为主的大气，光谱型DB；GW Vir，有以氮、碳、氧为主的大气； DQV，有以碳为主的大气。
观测方法
白矮星非常小，且在地球上可见的亮度不高，因此很难检测到，有时可通过双星系统定位它们，如果一颗恒星似乎有某种无法解释的运动，则可以考虑这颗单星实际上是一个多星系统的一部分，理论预测后通过观测手段验证就可能会发现一颗白矮星伴星。
光学望远镜
一些非常距离地球较的白矮星的在地球上看来光亮依旧非常微弱，但可以通过望远镜直接观察到。如：
图中的球状星团是距离地球最近的球状星团。它包含数十万颗地面望远镜可见的恒星，预计包含约40，000颗白矮星；其所有质量为太阳80%或以上的恒星都已经从主序带演化成为红巨星，并有许多已经变成白矮星。在上图显示的哈勃空间望远镜图片中检测到的最亮白矮星（图中右侧圈出的微弱亮点）的亮度并不比在月球看地球上100瓦灯泡亮。
X射线观测
光学望远镜并不是观察白矮星的唯一方法，借助X射线也可观测到白矮星。白矮星发出的X射线来自白矮星内部，其内部非常致密且温度通常较高，在一颗非常年轻的白矮星中温度可高达100000度，炽热的内核会辐射出X射线，而白矮星的外层仅含有氦和氢，无法阻挡内核发射的X射线。
光电观测
借助高敏感度的光电元件组成的天文仪器也可观测到白矮星，博洛尼亚（Bologna）天文台通过安装在150厘米望远镜上的两个光子计数器组成的双头快速光度计观测到了十颗白矮星，其中有五颗不存在显着的光度变化，望远镜的采集系统与通过网络与德州（Stateof Texas）的天文计算机连接，由于望远镜没有为天空背景监测预留的计数器，必须每半小时移动一次才能准确测量亮度。
紫外线分光光度观测
对于温度尚高的DA型白矮星，在远紫外（912-1860Å）和极紫外（415Å）范围内进行分光光度观测，如霍普金斯紫外望远镜观测到的白矮星G191-B2B，霍普金斯紫外望远镜当时在太空的主要任务是飞行校准，但通过远紫外阻挡铝过滤器在极紫外波段观测了这颗白矮星。
观测结果
碎片盘和行星系统
几乎所有已知的系外（太阳系外）行星都围绕着一颗将成为白矮星的恒星运行，这些系外行星在恒星转变的过程中要么存活下来，要么被摧毁。在途中，系外行星对较小天体的扰动促进了后者的物理和动力学演化，使它们能够接近白矮星并被白矮星摧毁。由此产生的残余物无处不在，恒星演化成白矮星时，恒星内核稳定后成为一颗白矮星，而另一部分成为被称为行星状星云的喷射气态残余。许多白矮星都显示出吸积较小天体的迹象，这说明白矮星周围存在残余行星系统。克里斯托弗·J·曼瑟（Christopher J.Manser）、鲍里斯·T·甘西克（ Boris T.Gänsicke）等人恒星光谱发现白矮星所在的星系中有一小部分包含气体碎片盘，报告了来自白矮星SDSSJ122859.93+104032.9周围碎片盘的CaⅠ发射线的强度和形状的稳定周期变化为123.4min，并通过计算证明星子可以在白矮星周围的近轨道上存在。白矮星大气中的重金属来源于碎片盘，正在吸积行星碎片的白矮星中约有一半的前身质量为2~3 M⊙。温度高于27，000K的白矮星会升华所有因潮汐破坏形成的尘埃，从而阻止了碎片盘的形成。在较冷的白矮星中，岩石体可能会在罗希半径附近被潮汐破坏，并因坡印廷-罗伯逊（Poynting–Robertson）阻力而进入圆形轨道，对于质量较小的白矮星来说更强。坡印廷-罗伯逊阻力也会导致尘埃越来越靠近白矮星，直到它最终升华，碎片盘消失。对于温度高于10000K的白矮星来说，碎片盘的寿命约为几百万年。较冷的白矮星的碎片盘寿命可达几千万年，潮汐力有足够的时间破坏第二个岩石体并形成第二个碎片盘围绕着白矮星。
GD 518
德克萨斯大学奥斯汀分校（The University of Texas at Austin）的天文学家及其同事使用该大学麦克唐纳天文台（McDonald Observatory）的 2.1 米奥托·斯特鲁维望远镜（Otto Struve Telescope）发现了一颗白矮星GD 518 ， GD 518 位于天龙座，距地球约 170 光年，质量约为太阳的 1.2 倍，体积比地球小，其表面温度达到12000度，是太阳的两倍左右，质量为太阳的1.2倍，恒星演化模型表明，GD 518 的前身经历了稳定的碳燃烧阶段，形成了氧和氖组成的核心。GD 518恒星在大约 425 至 595 秒的时间尺度上表现出多周期的光度变化，幅度高达 0.7%，这表明它正在进行“脉冲”式的膨胀和收缩，其内部存在不稳定性，他们预测其内部已经出现了结晶或者凝固现象，形成一定半径的“小结晶球”，这个发现为具有氧-氖核心的白矮星内部研究提供了第一个方向，他们认为对这颗白矮星的调查，有助于为其他类型的超新星爆发提供依据，为研究中等质量恒星演化提供了一个独特的方法。
天狼星B
天狼星B是一个三星系统波江座40的成员，波江座40距离地球16光年，天狼星B是波江座40中天狼星的伴星，天狼星A的光芒掩盖了天狼星B的荧荧微光，使得天狼星B难以观测。天狼B每50年便会绕天狼星A公转一周，它们之间的平均距离大致和天王星到太阳的距离差不多。
南河三B
南河三B由约翰马丁·谢伯勒（Martin Schaeberle）在利克天文台（Lick Observatory）首先在观测到，南河三B具有以氦为主的大气层，并含有微量重元素。由于尚不清楚的原因，南河三B的质量为0.6M☉相对于同类白矮星而言较低，与南河三A组成双星系统，距离地球11.46光年。
范马南星
范马南星质量在0.68M ☉左右，半径仅为太阳的1%，距离地球13.64光年，范马南星的前身约有2.6M ☉，并在恒星主序带上停留了大约9亿年，最初离开主序带时膨胀成一颗红巨星时，最大半径达到了当前太阳半径的1000倍。
参考资料
Two White Dwarf Stars At Center Of Planetary Nebula Henize 2-428 Will Explode Into Supernova.Tech Times （科技时报）.2023-09-27
“与精灵共舞”之白矮星双星.人民网-人民科技.2023-10-08
白矮星--行星“粉碎机”--24小时滚动新闻--人民网.人民网.2023-09-26
科学家发现最低温白矮星 已结晶成“钻石星球” .中国新闻网.2023-09-27
Bright nova in the heart of Sagittarius — still erratically variable.Astronomy now.2023-09-27
科学家发现银河系最古老的行星残骸.新浪网.2023-09-27
普朗克尺度和普朗克时间.中科院物理所.2023-10-12
在垂死的恒星周围，也可能孕育出生命？.文汇报.2023-09-28
银河系中心不死之星的奇特焰火.南京大学天文与空间科学学院.2023-09-27
Introduction to Cataclysmic Variables (CVs).NASA.2023-09-28
星空有约丨10月8日至12日智神星与天狼星“结伴游”.新华网.2023-09-28
White Dwarfs.NASA.2023-09-28
White Dwarfs.新墨西哥州立大学（New Mexico State University）.2023-09-28
Texas Astronomers Discover Pulsations in Crystalized, Dying Star.德克萨斯大学奥斯汀分校-麦克唐纳天文台.2023-10-15