Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente, que vemos como fuentes pulsantes de radioondas, con varios pulsos que llegan cada segundo. Ya hemos discutido el papel del momento angular en la formación de planetas, y también es importante aquí. Cuando el material de la estrella colapsa para formar la estrella de neutrones, se lleva momento angular, y de la misma forma que un patinador sobre hielo que junta los brazos a su tronco se acelera, también la estrella de neutrones en formación gira cada vez a más velocidad. Una vez que el colapso es completo, el púlsar rotará a una velocidad aproximadamente constante. Se conocen muchos púlsares que giran miles de veces por segundo. La mayoría de ellos debe de ser joven; las estrellas de neutrones se frenarán poco a poco con el tiempo.
¿Qué causa los pulsos? La emisión de material alrededor de la estrella de neutrones está canalizada en haces estrechos próximos a los polos del objeto. Cuando la estrella rota, estos haces barren la Tierra igual que el haz de un faro cruza momentáneamente por un barco que está lejos en el mar o un observador en la costa. Cuando el haz está apuntando hacia nosotros, nuestros telescopios detectan un pulso.
Los púlsares son los relojes más precisos del Universo; ocasionalmente hay temblores debidos a algunos procesos pobremente entendidos en el interior de la estrella, pero aparte de estos raros sucesos y el frenado durante largas escalas de tiempo, mantienen un ritmo perfecto. Proporcionan así laboratorios únicos para los astrónomos. En particular hay un raro sistema conocido como el púlsar doble del que hablaremos más adelante. Se ha informado de la presencia de planetas en órbita en torno a púlsares, sugiriendo que estos planetas son responsables de cambios minúsculos en la cronometría de los pulsos. Sin embargo, es difícil ver cómo podrían haber sobrevivido los planetas a la explosión que acompañó el nacimiento del púlsar.

Las estrellas masivas brillan intensamente, pero durante breve tiempo: su luminosidad apenas se mantiene unos pocos millones de años.

La gran mayoría de estrellas son, o bien enanas mortecinas de combustión lenta, o astros parecidos al Sol que, aunque posean un poco más de masa y brillen algo más que éste, siguen el mismo patrón básico de evolución y mantienen el mismo tamaño, color y brillo durante la mayor parte de su vida, antes de expandirse y enfriarse para convertirse en gigantes anaranjadas o rojas, al empezar a agotar su combustible.
Sin embargo, una pequeña proporción son, textualmente, «superestrellas» dotadas de tanta masa que pueden adoptar otro camino evolutivo a lo largo de toda su existencia. El enorme peso de la materia que comprime estas estrellas permite que su núcleo alcance temperaturas enormes, de alrededor de 20 millones de grados C, muy superiores a las que se dan en el núcleo del Sol. En estas condiciones extremas, pasa a dominar el núcleo de la estrella un nuevo tipo de fusión nuclear. En lugar de contentarse con comprimir los átomos de hidrógeno para crear helio, las estrellas de gran masa son capaces de forzar los átomos de hidrógeno a fusionarse con los de elementos pesados, como el carbono, creando elementos aún más pesados, como el nitrógeno y el oxigeno, antes de que el oxigeno se escinda para recrear el carbono original, más un nuevo núcleo de helio.
Los astrónomos llaman a esto «ciclo de fusión CNO», para distinguirlo de la fusión normal protón-protón (ciclo p-p). La diferencia puede parecer académina, pero el ciclo CNO permite que se acumule helio con mucha más rapidez. El aumento de la tasa de reacción hace que la estrella brille mucho más, pero también hace el papel de catalizador en una reacción química tradicional: acelera el proceso pero, al terminar éste, queda intacto.
En todas las estrellas se produce cierto grado de fusión CON, pero en las parecidas al Sol domina la fusión normal, el ciclo p-p. En las de mayor tamaño, el ciclo CNO puede consumir el suministro de hidrógeno del núcleo en unos pocos millones de años. La energía puede irradiar con tal intensidad que la estrella se hincha hasta alcanzar proporciones de gigante roja. Con la expansión, la temperatura de la superficie desciende, pero la radiación es tan potente qye la estrella puede seguir brillando sobre todo en luz azul, blanca o amarilla.

Las estrellas más calientes pueden cambiar incluso durante su breve periodo de combustión de hidrógeno. Las estrellas Wolf-Rayet son un tipo de espectaculares supergigantes blancas con vientos estelares tan poderosos que pueden arrancar sus propias capas externas, lo que causa que la estrella pierda la mitad de su peso, tal vez hasta 50 masas solares de material, en el curso de su periodo de permanencia en la secuencia principal. Las estrellas Wolf-Rayet están rodeadas de los restos resplandecientes de su propia atmósfera, con frecuencia ricos en elementos «pesados», como carbono, nitrógeno y oxigeno.
Las estrellas que se expanden al tamaño de supergigantes están condenadas a una muerte súbita y violenta. Cuando se expanden aun más se convierten en supergigantes rojas, las mayores estrellas del universo, con diámetros tan enormes que, si cambiáramos el Sol por una de ellos, alcanzaría fácilmente la órbita de Saturno (2.900 millones de kilómetros de diámetro). Las supergigantes de más edad se hacen cada vez más inestables y arrojan al espacio enormes capas de materia que a menudo oscurecen la propia estrella. Dentro de ese capullo, la estrella se lanza a su destino evolutivo final: una explosión de supernova.

Lo único que queda al término de la vida de una estrella como el Sol es un rescoldo estelar que quema lentamente, del tamaño de un planeta.
La enana blanca es la última fase de la evolución de las estrellas como el Sol. Cuando pasan por su segunda fase de gigante roja, tales estrellas hacen cada vez más inestables y, expulsan sus capas superiores en forma de nebulosas planetarias hasta que, en último término, sólo queda el núcleo desnudo. Una vez se interrumpe por completo la cascada de fusiones nucleares, sólo quedan la temperatura del interior y la presión entre las partículas del núcleo para contrarrestar la tendencia a hundirse bajo su propia gravedad. El núcleo es ahora una «sopa de partículas» de hidrógeno, helio y otros núcleos atómicos más pesados, como los de carbono, suspendidos en un «mar» de electrones con carga eléctrica negativa.
Con su progresivo enfriamiento, la estrella se hace cada vez más densa hasta que, cuando el núcleo alcanza el tamaño aproximado al de la Tierra, la llamada «presión de degeneración de electrones» —que evita que los electrones se acerquen en exceso— se hace tan intensa que impide que siga contrayéndose.
Irónicamente, aunque la estrella ya no tiene fuente de energía, a superficie de la enana blanca puede estar mucho más caliente
que la de la estrella original, hasta a 100.000 °C o más. No obstante, al ser ahora tan reducida su superficie, la cantidad absoluta de radiación que produce es pequeña y las enanas blancas son, por tanto, muy débiles.
Al cabo de millones de años, cuando la enana blanca se enfría, en su interior sucede algo espectacular. Los átomos de carbono
del centro empiezan a unirse formando cristales y, bajo una presión tan extrema, tales cristales sólo pueden adoptar una forma: el diamante.
Transcurridos miles de millones de años, la enana se hará aún más débil. Finalmente, ya no despedirá luz de ningún tipo, sólo un leve rastro de calor residual de lo que un día fue el ardiente corazón de una estrella. Y entonces la enana blanca se habrá convertido en una enana negra, con un diamante del tamaño de un planeta en su centro.

Hay una diferencia esencial entre un planeta y la incluso más fría estrella enana marrón. Una verdadera estrella debe tener una masa de al menos un 8 por ciento de la del Sol; por debajo de dicho valor no pueden iniciarse reacciones nucleares, porque la temperatura del núcleo no es suficientemente alta. Puesto que las enanas marrones son tan tenues, no son fáciles de encontrar, y hasta 1995 no se hizo la primera identificación positiva, pero ahora han sido localizadas muchas. La mayoría están asociadas con estrellas normales, posiblemente porque éstas son más fáciles de localizar que las enanas aisladas. Hasta la fecha, la enana marrón más tenue conocida es Gliese 570D, a 19 años-luz de distancia; su temperatura de superficie es de sólo 753 K, ligeramente mayor que la de un horno doméstico. Está en órbita alrededor de un sistema de estrellas triple, y se piensa que tiene un diámetro de aproximadamente el mismo tamaño que el de Júpiter, pero es 50 veces más masiva y demasiado pesada para ser clasificada como planeta. Por el contrario, tampoco puede ser clasificada como una estrella bona-fide, porque se ha encontrado que su atmósfera muestra trazas de litio, y el litio se descompone a las temperaturas de las estrellas ordinarias. Al menos la enana brilla, aunque débilmente, mientras que un planeta depende por entero de la luz reflejada de su estrella madre.
Hay una población extraña de enanas marrones aisladas, sin estar atadas a ninguna estrella. Pueden ser muy numerosas, pero su origen es aún cuestión de debate. Estos objetos solitarios también han sido llamados «planetas pícaros», expulsados de los sistemas en los que se formaron mediante interacciones gravitatorias, pero parece poco probable que de esta manera pueda producirse el número necesario.
Gracias al catálogo cada vez mayor de exoplanetas, podemos tener mucha más confianza en que planetas similares a la Tierra son habituales en nuestra Galaxia; al menos alrededor de estrellas únicas. En sistemas binarios es difícil ver cómo un planeta pequeño podría sobrevivir durante largo tiempo sin ser expulsado del sistema. Pero hay una excepción conocida, en la que un planeta grande ha sido detectado en órbita en torno a una estrella parecida al Sol en un sistema triple.
Por fascinante que sea esta extraña y maravillosa colección de sistemas planetarios, obviamente tenemos un interés especial en un tipo particular de sistema solar, aquellos que incluyen un planeta pequeño, rocoso y húmedo. Para ser exactos, la Tierra.

Las estrellas se han agrupado en constelaciones sólo en función de su posición aparente en el cielo y a menudo no hay vínculos físicos entre ellas; pero es útil conocer las constelaciones para ubicar un astro en el cielo. Los nombres de las constelaciones suelen proceder de la mitología griega, porque fueron los primeros en ver las figuras de las estrellas en el cielo. Otros nombres tienen orígenes árabes, (Betelgeuse, Aldebarán, Rigel, Altair…), testimonio de su contribución a la astronomía. Algunos están unidos a la tradición campesina (Virgo, el Boyero…); en cambio, numerosas constelaciones australes llevan nombres de instrumentos y animales exóticos, como si se tratara de la huella de la «novedad» de las exploraciones que llevaron a descubrirlas. Las constelaciones se denominan tanto con su nombre latino como con el castellano. En cada una de las constelaciones, la luminosidad de las estrellas se designa con una letra griega: α designa la estrella más luminosa de la constelación; el resto de las letras se asignan por orden alfabético, según el grado de visibilidad.
Espero que os resulte útil la información. Además está dedicado a todos los que me habéis enviado mensajes pidiéndome que publicase el alfabeto griego.