宇宙中可謂星羅棋佈，每顆恆星都因其核聚變反應而閃閃發光，在漫長的宇宙長河中，既有新的恆星誕生，也有古老的恆星死亡，而一顆垂死恆星的命運需要取決於它的質量，少數質量相對較大的恆星在死亡之後將會變成中子星或黑洞，不過絕大多數恆星在其死亡之後將會變成熾熱的發光球體，再經歷數十億年的衰減之後，它們會慢慢冷卻下來並最終在宇宙中消失，於是科學家們便將這些演化到末期的恆星稱之爲白矮星。

恆星因發生核聚變反應而發光，而這一過程是將兩個原子融合在一起，顯然這需要足夠大的能量才能完成。從這點來看，也就不難解釋爲什麼質量大的恆星可以發生原子融合的反應而質量小的行星卻很難做到的原因了。由於恆星的質量巨大，以至於其自身的引力可以將它上面的物質擠壓在一起，從而發生核聚變，一般情況下這種核聚變反應主要發生在恆星的核心位置，不過也有發生在其核心周圍殼層之中的情況。隨着恆星年齡的增長，核聚變會產生不同的化學元素，這一過程稱之爲恆星演化。在這個過程中，恆星的體積、溫度和成分都會發生變化，但對於每一顆恆星來說，只有當其自身引力不再能維持核聚變的條件時，該反應過程才最終宣告結束。

由於核聚變不會產生向外的壓力，所以恆星在其重力的作用下會產生收縮，並釋放出大量的光和熱，所以當你觀測到一個明亮的熱物質的小球漂浮在寒冷的宇宙空間中時，那很可能就是白矮星。由於太空環境接近於絕對零度，所以隨着時間的流逝，白矮星也會慢慢地冷卻下來，並逐漸變暗，但是這一過程將會維持數十億年的時間，甚至要比現在的宇宙年齡還要長！但總有一天，在太空中的某個地方，白矮星的光會熄滅，剩下的部分則會成爲一個暗物質的死球，我們將其稱之爲黑矮星。

通常情況下白矮星的質量可以高達1.44個太陽質量，這個值被稱爲錢德拉塞卡極限（以印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡命名）。在白矮星上面，強大的引力將恆星物質緊密地壓縮在一起，這個時候你會接觸到泡利不相容原理，這一原理隸屬於量子力學範疇，其內容大致爲：兩個相同的粒子不能同時佔據空間中的同一個位置。對於白矮星來說，正是因爲泡利不相容原理的作用，從而阻止了白矮星的進一步收縮。

對於宇宙之中的白矮星來講，你又如何發現並觀察它們呢？一種方法是在已知的恆星附近來尋找白矮星，比如說，夜空中最亮的恆星天狼星就有一個白矮星的“鄰居”，我們稱之爲天狼星B。另一種可以找到白矮星的方法，則是通過觀測行星狀星雲來確定白矮星，本文中我們曾提到，核聚變不僅可以發生在恆星核心位置，也可以發生在覈心周圍的殼層中，當恆星開始死亡時，會產生一種叫做熱脈衝的衝擊波，它會將恆星的許多物質推向太空，進而形成了一個極爲壯觀的行星狀星雲的畫面，而行星狀星雲這個名字則是由兩百多年前的英國天文學家弗里德里希·威廉·赫歇爾命名的，當時他認爲行星狀星雲看起來與行星非常相似，所以當你在太空中觀測到一個行星狀星雲時，很有可能你會在其中發現一顆白矮星。

據推測，銀河系中90%以上恆星的最終命運都會變成白矮星，正如我國古代先人所講：性者，萬物之本也，不可長，不可短，因其固然而然之，此天地之數也。也許這就是天地之間的定數吧，不然呢？歡迎在評論區留言討論！