白矮星是恒星演化的最终形态之一，我们知道恒星演化的方向按照质量可以分为三种情况，质量在30倍太阳质量以上的恒星会演化为黑洞，质量在30倍至8倍太阳质量之间的恒星会演化为中子星，质量在8倍太阳质量以下的恒星会演化为白矮星。
根据我们目前的观测，银河系中大约97%的恒星最终都会演化成白矮星，所以白矮星是恒星演化最常见的结果。这也说明银河系中绝大多数天体的质量都小于太阳的8倍。
哈勃太空望远镜拍摄的天狼星图像，左下角有其白矮星伴星
当一颗中低质量恒星演化到主序星后期时，核心区域的氢聚变反应就会停止，此时核心中几乎没有氢，全部聚变成氦。然后发生氦聚变反应，形成碳和氧，恒星开始膨胀成为红巨星。如果红巨星没有足够的质量产生更高的温度让碳继续聚变，那么碳和氧就会在核心中聚集。
当红巨星最终爆炸时，外层物质会被抛向太空形成行星状星云，而剩余的核心物质则会变成白矮星。因此，由质量为太阳质量0.4到4倍的恒星演化而来的白矮星通常主要由碳和氧组成，被称为碳氧白矮星。还有一些质量为太阳质量4到8倍的恒星，它们的核心温度较高，因此碳会聚变成氖和镁。这样形成的白矮星就会由氧、氖、镁组成，被称为氧氖镁白矮星。还有一些矮星质量更小，质量在太阳质量的0.4倍以下，最小的也有太阳质量的0.08倍（这是恒星质量的下限）。 该范围内的恒星核心只有氦，因此形成的白矮星被称为氦白矮星。
太阳质量恒星在其演化后期的内部元素组成
通常白矮星的质量在太阳质量的0.13到1.44倍之间，但大多数白矮星的质量在0.3到1.2个太阳质量之间。比如我们的太阳未来演化成白矮星时，它的质量就只有现在质量的0.6倍左右。
白矮星内部不再像普通恒星那样通过核聚变产生能量，也没有核聚变的能量来抵抗引力向内的压力，而是极高密度物质产生的电子简并压力来抵抗引力。物理学上，非旋转白矮星的电子简并压力所能支撑的最大质量是太阳质量的1.44倍，这也被称为钱德拉塞卡极限。
白矮星在赫罗图上的位置
由于电子简并压力的特性，白矮星的半径与其质量的立方根成反比。例如，一颗质量为太阳 0.6 倍的白矮星，其大小与地球大致相同。质量较大的白矮星较小，因为质量较大会产生较大的引力压缩，压缩电子简并的空间，从而导致恒星变小。相反，质量较小的白矮星较大。
白矮星半径与质量的关系
大约在 1960 年代，一些天文学家意识到白矮星可以作为测量宇宙时间的工具，就像造父变星可以作为测量宇宙距离的工具一样。然而，有两大原因导致这一应用难以实现。一是银河系中一些古老的白矮星很难找到，二是白矮星的理论模型还比较缺乏。因此，直到 1990 年代，随着观测技术和理论的突破，白矮星的潜力才达到可以应用于实践的水平。
通过观测，我们获得了白矮星的光谱信息。到1999年，我们已获得了距离太阳500秒差距（1秒差距为3.26光年）范围内2200多颗白矮星的观测数据。这一区域白矮星的平均密度为每立方秒差距0.005颗，产生率为1.5~2.3x10^-12/立方秒差距/年。到2006年，斯隆数字巡天观测到的白矮星数量已增至9316颗。
典型的白矮星质量为0.6个太阳质量，核心由碳和氧组成，外部是富含氦的层，外面是富含氢的层，平均密度为10^6 g/cm3。外层氢和氦层的具体厚度尚不清楚，但从白矮星对周围行星状星云的辐射水平可以推算出，氦的最大质量仅为总质量的0.01，氢的最大质量为总质量的0.0001，因此可以肯定这些外层非常薄。但是这些外层对辐射极其不透明，并且能够调节内部能量的外流，因此在白矮星的演化中非常重要。
白矮星外层的不透明度意味着恒星逸出的辐射源自最外层。光谱和光度的观测数据均来自这些区域，这些区域通常以氢为主，因此大多数白矮星也被称为氢大气天体（或 DA 星）。此外，约有 25% 的白矮星没有这样的氢层，最外层是氦层，因此被称为氦大气天体（或非 DA 星）。
碳氧白矮星结构示意图
观测证据表明，白矮星外层氢和氦的比例在其演化的不同阶段发生变化，人们怀疑氢氦分离、对流稀释混合等机制是造成这一现象的主要原因。
白矮星内部没有聚变反应，但是电子简并具有良好的热导率，因此先前的热量会有效地传递到内部的每一个部分。因此，我们可以想象一颗典型的白矮星由一个几乎等温的核心组成，核心包含了99%的质量，核心外面是一层薄薄的、不透明的、绝缘的氢和氦外层。这层外层的温度在8000到160000K之间，而内部的温度大约为2x10^7K。内部的温度无法直接传到外部，而只能通过一种叫做“对流耦合”的现象慢慢传到外部。
因此，白矮星就像是一个储存大量热能的仓库，缓慢地向太空释放热量。由于内部没有新的能量产生，白矮星的温度会越来越低，亮度也越来越暗，最终成为冰冷黑暗的天体，我们称之为黑矮星。太阳质量的恒星变成白矮星后，可以维持数百亿年的稳定放热，比主序阶段100亿年的寿命要长得多。但要想降到接近天空背景温度，估计可能要花上10^15年的时间。
恒星演化为白矮星，然后演变为黑矮星
由于白矮星能量释放稳定，寿命极长，因此非常适合作为测量宇宙时间的工具。要使用这一工具，我们需要计算白矮星的冷却速度，这主要取决于两个因素：一是白矮星内部储存了多少热能；二是这些能量通过外层向宇宙传输的速度有多快。
只要我们知道这两个因素，我们就可以充分利用这个工具。
第一个因素需要详细了解流体/固体核心的热力学，以计算热库中包含的能量，而第二个因素需要准确描述气体/流体包层中的热力学、辐射和传导不透明度，以及处理对流传输的精确模型。
我们在这些方面取得了一些进展，比如对白矮星冷却的物理过程有了深入的理解。图中显示，在温度低于7500K的模型中发生了对流耦合。
DA 白矮星模型的演化结构
我们将理论光度函数与太阳邻近区域152颗白矮星的年龄进行了比较，获得了白矮星对流耦合的第一个直接证据。
一些白矮星的观测和理论光度函数的比较
此外，我们还对遥远星团中的白矮星和银河系中心区域的古老白矮星进行了测量，并利用哈勃太空望远镜的哈勃深空观测站（HDF）观测了非常古老的白矮星。这些数据逐渐积累并完善了我们测量白矮星年龄的技术。
尽管如此，我们仍然可以宣称已经了解了白矮星的冷却过程，并可以利用它们来测量宇宙中物体的年龄。例如，我们现在可以利用白矮星来测量古老星系团的年龄，比以前使用的方法更好、更准确。
不过，我们对白矮星的研究还处于早期阶段，虽然它作为宇宙年龄计时器已经展现出巨大潜力，但仍有很大提升空间。结合观测手段的不断改进，未来我们对白矮星的观测数据会越来越多、越来越精准，也会建立起更加精确的模型。到那时，白矮星这一天然的宇宙计时工具将拥有更多的潜力。
