光谱类型是A型或是白色。
1892年，AlvanGrahamCrk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，AdriaanVanMaanen发现了目前已知离太阳最近的白矮星VanMaanen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MaxPnck等人发展出量子理论之后，RalphH.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900
第1243章 神奇的天体(2/4)