요약 항성진화의 마지막 단계에서 표면층 물질을 행성상성운으로 방출한 뒤, 남은 물질들이 축퇴하여 형성된 청백색의 별이다. 질량은 태양의 1.4배 이하, 크기는 평균 지구정도이며, 핵융합반응없이, 천천히 식다가 빛을 내지 못하는 암체로 일생이 끝난다. 큰 거성과 쌍성을 이룰 경우, 거성으로부터 물질이 유입되어 초신성 폭발을 일으키게 된다.
항성진화에서 마지막 단계에 이른 축퇴된 물질로 이루어졌다. 질량은 태양의 1.4배 이하(대체로 0.7배)이고, 크기는 평균적으로 지구 정도로 작다. 평균밀도는 0.6t/cm3로 매우 높다. 태양질량의 수배인 별에서 태양보다 약간 작은 질량을 가진 별들이 일생을 지나는 마지막 단계에서 백색왜성이 된다. 이 별은 핵융합반응을 일으키지 않고, 내부의 열에너지를 방출하면서 천천히 식어가다가 마침내 빛을 내지 못하는 암체로 그 일생이 끝나게 된다.
백색왜성은 수소나 헬륨으로 이루어진 얇은 대기를 가졌고, 내부는 헬륨·탄소 등 무거운 원소들로 이루어진 고밀도의 축퇴상태를 지닌다. 태양질량의 1.4배 이상인 별이 백색왜성으로 진화할 때는 표면층의 물질을 밖으로 방출하여 총질량이 태양의 1.4배 이하가 되도록 한다. 이 때 방출된 물질은 별 주위에 고리 모양의 행성상성운을 형성한다.
표면온도가 11,000~12,000K 범위에 있는 백색왜성 중에서 수소대기를 가진 백색왜성은 100~1,200초의 주기로 광도가 변화한다. 이들을 고래자리 ZZ형변광성이라 하며, 광도변화는 0.005~0.30등급이다. 이러한 변광은 가장 바깥쪽의 얇은 수소대기층의 불안정에 기인된 것으로 본다. 백색왜성은 높은 밀도를 가졌기 때문에 매우 큰 표면중력에 의한 중력적색효과가 나타난다. 관측에 의하면 대체로 40~50km/s에 이르는 후퇴속도가 나타난다. 이 속도는 백색왜성 자체가 우리로부터 멀어지고 있는 것이 아니라, 백색왜성에서 나오는 빛이 적색쪽으로 치우치기 때문에 생기는 것이다.
현재까지 광전측광과 분광관측이 이루어진 백색왜성은 약 1,500개이며, 대표적인 예는 겉보기등급이 8.5등인 시리우스의 동반성이다. 백색왜성이 질량이 큰 거성과 쌍성을 이룬 경우에 거성으로부터 물질이 백색왜성으로 이동하여 표면에 쌓이게 되면 표면층의 온도가 증가하여 급격한 폭발현상이 일어나게 된다. 이 때 제1형 초신성이 나타난다.
