白矮星，也稱爲簡並矮星，是一種主要由電子簡並物質構成的恒星核殘骸。白矮星有非常高的密度：它的質量與太陽相當，但體積則與地球相近。白矮星沒有核聚變來産生能量，微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射 。已知距離最近的白矮星是天狼星B，是在8.6光年的聯星，天狼星A的伴星。目前，在距離太陽最近的百顆恒星系統中，有8顆白矮星。異常昏暗的白矮星在1910年首次被確認；白矮星這名稱是威廉·魯伊登在1922年命名的。

白矮星被認爲是恒星最終的演化狀態，是初始質量大約在10M☉以下（這包括銀河系中超過97%的恒星），質量不夠高，因而不足以演化成爲中子星。在低質量至中等質量末端的主序帶恒星結束氫融合階段後，將膨脹成爲紅巨星，在此期間將通過3氦過程將在核心的氦融合成碳和氧。如果一顆紅巨星的質量不足以産生融合探索需要的核心溫度（約1億K），其將成爲惰性的碳和氧積聚的核心。這樣的恒星在脫落其外層，並形成行星狀星雲後，它會留下一個核心，即殘存的白矮星。通常，這種白矮星主要由碳和氧組成，稱爲碳氧白矮星（CO white dwarf）。如果初始質量介于8至10.5M☉（太陽質量)之間，核心的溫度足以融合碳，但仍不足以融合氖，這可能會形成氧氖鎂白矮星（ONeMg或ONe white dwarf ）。質量非常低的恒星無法燃燒氦，因此氦白矮星可能是在聯星系統中經由質量流失形成的。

白矮星不再進行核聚變反應，因此恒星沒有能量來源。所以，它不能通過核聚變産生熱來抗拒重力以阻止重力崩潰，而只能靠電子簡並壓力來支撐，導致它有極高的密度。簡並物理學推導出無自轉的白矮星的最大質量是1.44M☉，即錢德拉塞卡極限，超過此上限，電子簡並壓力即無法支撐。接近這個質量極限的碳氧白矮星，通常通過伴星的質量轉移，可能經由一種稱爲碳引爆的過程，爆炸成爲一顆[[Ia超新星]；SN 1006就被認爲是個著名的例子。

白矮星在形成時非常的熱，但是因爲後續沒有能量來源，它會因爲不斷的輻射能量而逐漸冷卻。這意味著，從最初的高色溫，會經由它的輻射，隨著時間的推移會減少和轉紅。在很長的一段時間裏，白矮星會冷卻，其物質將從核心開始結晶。這顆恒星的低溫意味著它將不再發出顯著的熱量或光，最終將成爲冷的黑矮星。因爲白矮星達到這種狀態所要經曆的時間，經由理論推算，比當前的宇宙年齡（約138億年）還要長，所以認爲還沒有黑矮星存在。最古老的白矮星仍然在幾千度K的溫度輻射出能量。