白矮星是恆星演化的最終形式之一，我們知道，恆星演化的方向根據其品質的不同分為三種情況，品質在30倍太陽品質以上的恆星將會演化為黑洞，品質在30倍到8倍之間的將會演化為中子星，而品質在8倍太陽品質以下的將會演化為白矮星。

根據我們目前的觀測結果，銀河系中大約有97%的恆星最終會演化為白矮星，所以白矮星是恆星演化最常見的結果了，這也說明銀河系中絕大部分的天體品質都在8倍太陽品質以下。

當中低品質的恆星在演化到主序星後期時，核心區域的氫聚變反應將停止，這時核心幾乎沒有氫元素了，已經都聚變為氦元素。進而發生氦聚變反應，形成碳元素和氧元素，同時星體開始膨脹成為一顆紅巨星。如果這時紅巨星沒有足夠的品質產生讓碳元素繼續聚變的更高溫度，那麼碳和氧就會在核心堆積起來。

當紅巨星最終發生爆炸後，外層的物質會被拋向太空中，形成行星狀星雲，而剩餘的核心物質就會成為白矮星。因此，通常品質在0.4~4倍太陽品質的恆星演化出的白矮星都是主要由碳元素和氧元素組成的，叫做碳氧白矮星。還有一些品質在4~8倍太陽品質的恆星由於其核心溫度更高一些，所以會使碳元素聚變為氖元素和鎂元素，這樣最後形成的白矮星就會由氧、氖、鎂組成，叫做氧氖鎂白矮星。還有一些品質更小的矮恆星，品質在0.4倍太陽品質以下，最小到0.08倍太陽品質（這是恆星品質的下限），這個範圍內的恆星，核心只有氦元素，所以形成的白矮星叫做氦白矮星。

太陽品質恆星演化晚期的的內部元素組成

通常白矮星的品質在0.13~1.44倍太陽品質之間，但大部分的白矮星品質分佈在0.3~1.2個太陽品質之間，例如我們的太陽未來演化成白矮星後，品質只有現在的0.6倍左右。

白矮星的內部不再像普通恆星一樣在內部進行核聚變而產生能量了，也不再有核聚變的能量來抵抗重力的向內壓力了，它是由極端高密度的物質產生的電子簡併壓力來抵抗重力。在物理學上，一顆不具有自轉的白矮星，其電子簡併壓力最大能支撐的品質就是1.44倍太陽品質，這也叫做錢德拉塞卡極限。

由於電子簡併壓力的特性，白矮星的半徑與品質的立方根成反比，例如0.6倍太陽品質的白矮星，其大小基本與地球相似，而品質越大的白矮星反而會越小，這是因為越大品質會產生更大的重力擠壓，壓縮電子簡併的空間，所以導致星體變得更小。反而，小品質的白矮星個頭會更大。

大約在上世紀60年代，有天文學家意識到白矮星可以作為宇宙中一種測量時間的工具，就如同造父變星可以作為宇宙中測量距離的工具一樣。但是，有兩大原因致使這一應用難以實現，一個是銀河系中的一些古老的白矮星難以發現，另外一個是白矮星的理論模型還較為欠缺。因此直到90年代，隨著觀測技術和理論上的突破，白矮星的這種潛能才達到可以實際應用的程度。

通過觀測我們獲得了白矮星的光譜資訊，到1999年，我們已經獲得了在太陽附近500秒差距（1秒差距為3.26光年）範圍內的2200多顆白矮星的觀測資料，在這個區域中白矮星分佈的平均密度為每立方秒差距0.005顆，生成率為1.5~2.3x10^-12個/立方秒差距/年。到了2006年，斯隆數字巡天計劃已觀測的白矮星數目增加到了9316顆。

典型的白矮星品質為0.6個太陽品質，有一個碳氧元素組成的核心，外面是一層富氦層，最外面是一層富氫層，平均密度為10^6克/立方厘米。外層的氫和氦的具體厚度目前尚不清楚，但是從白矮星對周圍行星狀星雲的輻射程度可以計算出氦的最大品質只有總品質的0.01，而氫的最大品質為總品質的0.0001，因此可以肯定這些外層是非常薄的。但是這些外層卻是對輻射極不透明，可以調節內部的能量流出。因此，它們在白矮星的演化過程中非常重要。

白矮星外層的不透明意味著從恆星溢位的輻射就源於最外層，光譜和光度的觀測資料都是來自這些區域，這些區域通常以氫元素為主，因此大多數白矮星也被稱作氫大氣天體（或者叫DA星）。另外還有大約25%的白矮星沒有這樣的氫層，最外層就是氦層，因此被稱作氦大氣天體（或者叫非DA星）。

有觀測證據顯示，白矮星在演化的不同階段，其外層的氫氦的比例會發生變化，人們懷疑，氫氦分離和對流稀釋混合等機制是造成這種現象的主要原因。

白矮星內部沒有了聚變反應，但是電子簡併具有良好的導熱性，因此會將之前的熱量有效的傳導到內部的每一處。因此，我們可以設想一個典型的白矮星是由一個幾乎等溫的核心組成，這個核心包含了99%的品質，在核心外面是一個薄薄的，不透明的，絕緣的氫氦外層。這個外層的溫度在8000~160000K之間，而內部的溫度在2x10^7K左右，而內部的溫度無法直接到達外面，只能通過一個叫做"對流耦合"的現象緩慢的到達外面。

因此，白矮星就像一個儲存了大量熱能的倉庫一樣，緩緩的向太空中釋放著熱量，由於其內部不再產生新的能量，因此白矮星的溫度會變得越來越低，亮度也會越來越暗。最終會成為一顆冰冷黑暗的天體，我們稱為黑矮星。像太陽品質的恆星成為白矮星後，可以維持穩定的熱量釋放長達數百億年，將遠遠大於主序星階段100億年的壽命，但是如果要降到接近天空背景的溫度，估計可能需要長達10^15年那麼久。

由於白矮星穩定的能量釋放和超長的壽命，因此非常適合作為宇宙中測量時間的工具。為了使用這個工具，我們需要計算出白矮星的冷卻速率，而這個速率基本上取決於兩個因素：一個是白矮星內部儲存了多少熱能；另一個是這種能量通過外層轉移到宇宙中的速度有多快。

只要知道了這兩個因素，我們就能夠很好的利用這個工具了。

對於第一個因素，我們需要詳細了解流體/固體核心的熱力學，以計算熱儲存層中包含的能量。而第二個因素，就需要對熱力學、氣體/流體包層中的輻射和導電不透明性進行準確的描述，此外還需要處理對流傳輸建立準確模型。

目前在這些方面我們都已經有了一定的進展，比如對冷卻白矮星的物理過程有了深入的了解。圖中顯示溫度低於7500K的模型中出現了對流耦合。

我們對太陽附近的152顆白矮星進行了理論光度函式與年齡的比較，獲得了白矮星對流耦合的第一個直接證據。

另外，我們對遙遠星團中的白矮星，銀河中心區域古老的白矮星都進行了測量，並且利用哈勃空間望遠鏡進行的哈勃深場（HDF）觀測到非常古老的白矮星，這些資料逐漸積累完善了我們對白矮星年代測量的技術。

儘管如此，我們可以自稱已經了解了白矮星冷卻的問題，可以將白矮星應用到測量宇宙天體的年齡上了。例如，我們現在利用白矮星測量古老星系團的年齡比之前使用的方法更好，更精準。

但是，我們對白矮星的研究暫時還處於初級階段，雖然已經顯示出白矮星作為宇宙年齡計時器的巨大潛力，但還有更多的地方需要改進。結合不斷進步的觀測手段，我們未來會有更多，更準確的關於白矮星的觀測資料，也會建立起更精準的模型。屆時，白矮星這個天然的宇宙計時工具會發揮出更多的潛力。

我們對宇宙的認識也會更加深入，更加準確。

最後再說一點，白矮星這樣個一個穩定而長期的儲存熱能的星體，其實是一個非常良好的能源基地。也許，在遙遠的未來，那時的文明就算失去了太陽這樣的恆星，但還是可以利用白矮星的能量而長期生存。白矮星數百億年的壽命也足夠任何一個文明消耗了，以後有機會再詳細聊一聊如何依靠白矮星維持一個文明吧。