面溫度這兩個特徵使這種星得名為白矮星。
白矮星首次在天文學裡出現是在1834年，那時弗里德里希·貝塞爾（FriedrichBessel）正在對天空中最亮的恆星——天狼星本動進行仔細研究。這顆星除了繞銀河系中心緩慢運動外，還有一個微小的週期性擾動。這表明它屬於一個雙星系統，那個伴星的質量與太陽相似。這樣質量的恆星在這個距離上應該是看得見的，但卻看不到。這顆神秘的星被叫作天狼B星，30年後才被阿爾文·克拉克（Alvan Clarke）找著。它的光度比天狼星弱1萬倍，就像是耀眼陽光下的燭焰。
天狼星的光度這樣弱，其表面溫度似乎就應該很低。1917年瓦爾特·亞當斯（Walter Adams）拍攝了它的光譜，發現它很白（表明溫度在開氏8000度以上），而不是原來預期的紅色（約1300開氏度）。怎麼才能把低光度和高溫度相調和呢？決定恆星光度的因素不僅是溫度，還有尺度，於是最可能的解釋就是天狼B星的半徑極小，跟地球差不多。
這裡出現了科學研究中的典型情況（這使得研究更有刺激性）：一個問題剛解決，另一些原來沒想到的問題就出現了。對天狼B星來說，光度問題可以由要求其尺度與行星相當來解決。但是，一個尺度像行星那麼小而質量像太陽那麼大的恆星，其平均密度必然達到800於克／立方厘米，比地球上已知密度最高的金屬（例如金或鑽）還要高4萬倍。這樣的密度相當於把埃菲爾鐵塔壓縮到30立方厘米的體積內。
這些數字使對年代的物理學家大為驚訝，阿瑟·愛丁頓自己都說是“荒唐”，然而這是事實，而理論必須與觀測證據相符。而且天狼B星也不是第一個不守常規的星，波江座40的伴星已經顯示其表面溫度不遵守與光度的通常關係。在後來的幾年中，白矮星的名單迅速增長，緊迫地需要回答的問題是：白矮星是由什麼組成的？
簡併物質
直到20世紀初，物理學家還從來沒有想象過能有比地球上可見到的物質更密集的物質狀態存在。水、岩石、木材和人體的密度全都在同一量級，即每立方厘米1克至見克。只是由於星子力學理論的發展，科學家才得以理解為什麼這些常見物質都具有這樣的性質。
在原子中，帶負電的電子被帶正電的核以電引力所束縛，並不停地繞核旋轉。正如氣體分子對容器壁的不斷撞擊造成壓力一樣，被核束縛的電子也能產生一種壓力以防止物質的收縮超過一定限度。這個限度是由沃爾夫岡·泡利（WolfgangPauli）於1925年提出的不相容原理來決定的。
形象地說，這條基本物理原理規定了基本“居室”的存在，每個“居室”最多隻能容納兩名居民。在“常見”物質中（即密度與水相似），大多數“居室”都是空著的。正由於這個道理，我們說常見物質中有著大片真空：原子核集中了原子的絕大部分質量，而電子運轉的軌道是如此之遠，假如核的大小如一粒彈子，則電子軌道亦即整個原子的尺度就伸到兩公里外。
重要的是，在解釋這種早已司空見慣的物質性質的同時，量子力學還預言了物質的所謂簡併態的可能存在，其特徵就是所有基本“居室”都被粒子充滿。
並不是任何種類的物質都能成為簡併態。基本粒子按其在高密度或低溫度時集體行為的不同可以分成兩大類：一是費米子，得名於義大利物理學家恩里科·費米（EnricoFermi）二是玻色子，得名於印度物理學家薩迪恩德拉·玻色（SatyendraBose），他在這個問題上與愛因斯坦合作。區分這兩類粒子的重要特徵是自旋。自旋是基本粒子的一種與其角動量（粗略地講就是半徑與轉動速度的乘積）相聯絡的內稟性質。鼻子力學所揭示的一個重要之點是，自旋是量子化的，這就是說，它只能取一定的分離值，即一個被稱為“正則普朗克常數”的基本常數h的整數或半整數倍。在日常生活中，自旋的分離值完全不可覺察，因為h是如此之小，宏觀物體具有龐大的自旋。一隻小孩玩的陀螺的自旅大到礦哈。因此，只有在原子尺度上自旋的不連續性才變得顯著，其他量子化的物理量也是如此，例如能量。
賽米於與玻色子的不同在於，前者具有半整數目旋。而後者具有整數目旋門h，lh，Zh 等等）。原子的基本組分質子、中子和電子，都是自旋為＊h的費米子，光子是自旋為lh的玻色子。泡利得出了一條基本原理：任何兩個費米子都不可能具有同樣的量子態（這條規則不適用於玻色子）。這