白矮星被認為是恆星演化的最終狀態之一,是初始質量大約在10M☉以下(這包括銀河系中超過97%的恆星),質量不夠多,因而不足以演化成為中子星[5]:§1。在主序帶末端的中、低質量的恆星結束氫融合階段後,將膨脹成為紅巨星,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產生融合碳所需要的核心溫度(約1億K),其將成為惰性的碳和氧積聚的核心。這樣的恆星在脫落其外層,並形成行星狀星雲後,它會留下一個核心,即殘存的白矮星[6]。通常,這種白矮星主要由碳和氧組成,稱為碳氧白矮星(CO white dwarf)。如果初始質量介於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 )[7]。質量非常低的恆星無法燃燒氦,因此氦白矮星[8][9]可能是在聯星系統中經由質量流失形成的。
^ 5.05.1Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. The Potential of White Dwarf Cosmochronology. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2001, 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
^Werner, K.; Hammer, N. J.; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries. 14th European Workshop on White Dwarfs. 2005, 334: 165. Bibcode:2005ASPC..334..165W. arXiv:astro-ph/0410690.