白矮星是恒星演化的最终形式之一，我们知道，恒星演化的方向根据其质量的不同分为三种情况，质量在30倍太阳质量以上的恒星将会演化为黑洞，质量在30倍到8倍之间的将会演化为中子星，而质量在8倍太阳质量以下的将会演化为白矮星。
根据我们目前的观测结果，银河系中大约有97%的恒星最终会演化为白矮星，所以白矮星是恒星演化最常见的结果了，这也说明银河系中绝大部分的天体质量都在8倍太阳质量以下。
哈勃望远镜拍摄的天狼星，左下角是其白矮星伴星
当中低质量的恒星在演化到主序星后期时，核心区域的氢聚变反应将停止，这时核心几乎没有氢元素了，已经都聚变为氦元素。进而发生氦聚变反应，形成碳元素和氧元素，同时星体开始膨胀成为一颗红巨星。如果这时红巨星没有足够的质量产生让碳元素继续聚变的更高温度，那么碳和氧就会在核心堆积起来。
当红巨星最终发生爆炸后，外层的物质会被抛向太空中，形成行星状星云，而剩余的核心物质就会成为白矮星。因此，通常质量在0.4~4倍太阳质量的恒星演化出的白矮星都是主要由碳元素和氧元素组成的，叫做碳氧白矮星。还有一些质量在4~8倍太阳质量的恒星由于其核心温度更高一些，所以会使碳元素聚变为氖元素和镁元素，这样最后形成的白矮星就会由氧、氖、镁组成，叫做氧氖镁白矮星。还有一些质量更小的矮恒星，质量在0.4倍太阳质量以下，最小到0.08倍太阳质量（这是恒星质量的下限），这个范围内的恒星，核心只有氦元素，所以形成的白矮星叫做氦白矮星。
太阳质量恒星演化晚期的的内部元素组成
通常白矮星的质量在0.13~1.44倍太阳质量之间，但大部分的白矮星质量分布在0.3~1.2个太阳质量之间，例如我们的太阳未来演化成白矮星后，质量只有现在的0.6倍左右。
白矮星的内部不再像普通恒星一样在内部进行核聚变而产生能量了，也不再有核聚变的能量来抵抗重力的向内压力了，它是由极端高密度的物质产生的电子简并压力来抵抗重力。在物理学上，一颗不具有自转的白矮星，其电子简并压力最大能支撑的质量就是1.44倍太阳质量，这也叫做钱德拉塞卡极限。
白矮星在赫罗图上的位置
由于电子简并压力的特性，白矮星的半径与质量的立方根成反比，例如0.6倍太阳质量的白矮星，其大小基本与地球相似，而质量越大的白矮星反而会越小，这是因为越大质量会产生更大的重力挤压，压缩电子简并的空间，所以导致星体变得更小。反而，小质量的白矮星个头会更大。
白矮星半径与质量的关系
大约在上世纪60年代，有天文学家意识到白矮星可以作为宇宙中一种测量时间的工具，就如同造父变星可以作为宇宙中测量距离的工具一样。但是，有两大原因致使这一应用难以实现，一个是银河系中的一些古老的白矮星难以发现，另外一个是白矮星的理论模型还较为欠缺。因此直到90年代，随着观测技术和理论上的突破，白矮星的这种潜能才达到可以实际应用的程度。
通过观测我们获得了白矮星的光谱信息，到1999年，我们已经获得了在太阳附近500秒差距（1秒差距为3.26光年）范围内的2200多颗白矮星的观测数据，在这个区域中白矮星分布的平均密度为每立方秒差距0.005颗，生成率为1.5~2.3x10^-12个/立方秒差距/年。到了2006年，斯隆数字巡天计划已观测的白矮星数目增加到了9316颗。
典型的白矮星质量为0.6个太阳质量，有一个碳氧元素组成的核心，外面是一层富氦层，最外面是一层富氢层，平均密度为10^6克/立方厘米。外层的氢和氦的具体厚度目前尚不清楚，但是从白矮星对周围行星状星云的辐射程度可以计算出氦的最大质量只有总质量的0.01，而氢的最大质量为总质量的0.0001，因此可以肯定这些外层是非常薄的。但是这些外层却是对辐射极不透明，可以调节内部的能量流出。因此，它们在白矮星的演化过程中非常重要。
白矮星外层的不透明意味着从恒星溢出的辐射就源于最外层，光谱和光度的观测数据都是来自这些区域，这些区域通常以氢元素为主，因此大多数白矮星也被称作氢大气天体（或者叫DA星）。另外还有大约25%的白矮星没有这样的氢层，最外层就是氦层，因此被称作氦大气天体（或者叫非DA星）。
碳氧白矮星结构示意
有观测证据显示，白矮星在演化的不同阶段，其外层的氢氦的比例会发生变化，人们怀疑，氢氦分离和对流稀释混合等机制是造成这种现象的主要原因。
白矮星内部没有了聚变反应，但是电子简并具有良好的导热性，因此会将之前的热量有效的传导到内部的每一处。因此，我们可以设想一个典型的白矮星是由一个几乎等温的核心组成，这个核心包含了99%的质量，在核心外面是一个薄薄的，不透明的，绝缘的氢氦外层。这个外层的温度在8000~160000K之间，而内部的温度在2x10^7K左右，而内部的温度无法直接到达外面，只能通过一个叫做"对流耦合"的现象缓慢的到达外面。
因此，白矮星就像一个储存了大量热能的仓库一样，缓缓的向太空中释放着热量，由于其内部不再产生新的能量，因此白矮星的温度会变得越来越低，亮度也会越来越暗。最终会成为一颗冰冷黑暗的天体，我们称为黑矮星。像太阳质量的恒星成为白矮星后，可以维持稳定的热量释放长达数百亿年，将远远大于主序星阶段100亿年的寿命，但是如果要降到接近天空背景的温度，估计可能需要长达10^15年那么久。
恒星演化到白矮星再到黑矮星
由于白矮星稳定的能量释放和超长的寿命，因此非常适合作为宇宙中测量时间的工具。为了使用这个工具，我们需要计算出白矮星的冷却速率，而这个速率基本上取决于两个因素：一个是白矮星内部储存了多少热能；另一个是这种能量通过外层转移到宇宙中的速度有多快。
只要知道了这两个因素，我们就能够很好的利用这个工具了。
对于第一个因素，我们需要详细了解流体/固体核心的热力学，以计算热储存层中包含的能量。而第二个因素，就需要对热力学、气体/流体包层中的辐射和导电不透明性进行准确的描述，此外还需要处理对流传输建立准确模型。
目前在这些方面我们都已经有了一定的进展，比如对冷却白矮星的物理过程有了深入的了解。图中显示温度低于7500K的模型中出现了对流耦合。
DA白矮星模型的演化结构
我们对太阳附近的152颗白矮星进行了理论光度函数与年龄的比较，获得了白矮星对流耦合的第一个直接证据。
部分白矮星的观测和理论光度函数的比较
另外，我们对遥远星团中的白矮星，银河中心区域古老的白矮星都进行了测量，并且利用哈勃空间望远镜进行的哈勃深场（HDF）观测到非常古老的白矮星，这些数据逐渐积累完善了我们对白矮星年代测量的技术。
尽管如此，我们可以自称已经了解了白矮星冷却的问题，可以将白矮星应用到测量宇宙天体的年龄上了。例如，我们如今利用白矮星测量古老星系团的年龄比之前使用的方法更好，更精准。
但是，我们对白矮星的研究暂时还处于初级阶段，虽然已经显示出白矮星作为宇宙年龄计时器的巨大潜力，但还有更多的地方需要改进。结合不断进步的观测手段，我们未来会有更多，更准确的关于白矮星的观测数据，也会建立起更精准的模型。届时，白矮星这个天然的宇宙计时工具会发挥出更多的潜力。
对深层宇宙更多的观测
我们对宇宙的认识也会更加深入，更加准确。
最后再说一点，白矮星这样个一个稳定而长期的储存热能的星体，其实是一个非常良好的能源基地。也许，在遥远的未来，那时的文明就算失去了太阳这样的恒星，但还是可以利用白矮星的能量而长期生存。白矮星数百亿年的寿命也足够任何一个文明消耗了，以后有机会再详细聊一聊如何依靠白矮星维持一个文明吧。
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