Las estrellas, como los seres vivos, también tienen un tiempo de vida, y luego de cumplirlo se transforman en distintos objetos, dependiendo de su tamaño y masa: enanas rojas, enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros. La lista está en orden creciente de densidad y tamaño decreciente. Cada uno de estos objetos es más pequeño, más denso y más extremado en sus condiciones físicas que el anterior. Estas transformaciones se producen porque al final de su existencia activa la estrella termina de consumir su combustible, se apaga, y al apagarse deja de producir esa energía que tiene en vida, que por efecto calórico empuja constantemente su materia gaseosa hacia fuera, impidiendo que la gravedad la compacte mucho más y la transforme en otra cosa.

La compactación es el resultado de la familiar fuerza de la gravedad. La gravedad está presente durante toda la vida de la estrella y espera pacientemente a que llegue el fin del horno nuclear. Cuando por fin triunfa, las condensadas estrellas que resultan suelen quedar en estados de la materia que nos resultarán más allá de nuestra experiencia normal. Un trozo del material de una enana blanca del tamaño de una caja de fósforos contendrá la misma masa que un barco de guerra. La misma masa en una estrella de neutrones ocupará el espacio de una cabeza de alfiler. Un agujero negro está tan colapsado que tamaño y densidad ya no tienen significado alguno.

Una enana blanca es una estrella de un tamaño cercano al de la Tierra pero con una masa similar a la del Sol. La enana blanca está formada de materia estándar, aunque muy comprimida. Está impedida de encogerse más por la presión de los electrones: los electrones libres no pueden acercarse más y así los átomos resisten la presión de la gravedad.

En algunas estrellas más masivas que aquellas que se transforman en enanas blancas, esa barrera es vencida y los electrones se combinan con los protones para formar neutrones. Éstos se pueden empacar aún más apretadamente, y el resultado es una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones tiene una masa cercana a la del Sol pero tiene sólo unos 30 kilómetros de diámetro. Una estrella tan diminuta tiene una muy pequeña área superficial y no puede emitir mucha de la radiación térmica que hace brillar a las estrellas normales; aún así, algunas estrellas de neutrones pueden ser observadas a grandes distancias debido a un tipo completamente diferente de radiación, una señal de radio pulsando regularmente. Se trata de las pulsares.

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radioastronomía —ahora el Nuffield Radio Astronomy Observatory— en Cambridge. Su emisión de radio característica es una serie uniforme de pulsos, separados con gran precisión, con períodos entre unos pocos milisegundos y varios segundos. Se conocen más de trescientas, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables, que se producen por la fluorescencia de los átomos al chocar el haz de alta energía con las áreas gaseosas que rodean a la estrella. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelación de un año, con una precisión mejor que un milisegundo.
¿Cómo puede una estrella comportarse como un reloj tan preciso?
La única posibilidad para una repetición tan rápida y precisa es que la estrella esté rotando rápidamente y emitiendo un haz de radiación que barre alrededor del cielo como un faro, apuntando hacia el observador una vez por cada rotación. El único tipo de estrella que puede rotar suficientemente rápido sin estallar debido a su propia fuerza centrífuga es una estrella de neutrones.

Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, con campos de intensidad que alcanza los 100 millones de Tesla (1 millón de millones de Gauss, comparado con menos de 1 Gauss para el campo magnético de la Tierra). La rápida rotación, por tanto, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios. Estas partículas cargadas son, en alguna forma aún no estudiada del todo, responsables por el haz de radiación en radio, rayos-X, y rayos gamma, incluso de las emisiones residuales de luz. Su energía proviene de la rotación de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminución de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del período de los pulsos. Típicamente, el ritmo de rotación de una pulsar disminuye en una parte por millón cada año: la Pulsar del Cangrejo, que es la más joven, y la más energética conocida, disminuye en una parte en dos mil cada año.

¿Cuántos pulsares hay en nuestra galaxia?

Los pulsares se han encontrado principalmente en la Vía Láctea, dentro de los 500 años-luz del plano de la Galaxia. Un escrutinio completo de los pulsares en la Galaxia es imposible, puesto que los pulsares débiles sólo pueden ser detectados si están cercanos. Los sondeos de radio ya han cubierto casi todo el cielo y han sido localizados más de trescientos pulsares. Sus distancias pueden medirse a partir de un retardo en los tiempos de llegada de los pulsos que se observa en las radio frecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los electrones en el gas interestelar y de la distancia recorrida. Extrapolando a partir de esta pequeña muestra de pulsares detectables, se estima que hay al menos doscientos mil pulsares en nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos haces de faro no barren en nuestra dirección, la población total debería alcanzar el millón.

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de años; después de este tiempo ha perdido tanta energía rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la población total (un millón), y el tiempo de vida (cuatro millones de años), podemos deducir, asumiendo que la población permanece estable, que debe nacer un nuevo pulsar cada cuatro años.

Muy recientemente se han encontrado pulsares en cúmulos globulares. Se piensa que han sido formados allí por la acreción de materia en enanas blancas que forman parte de sistemas binarios. La acreción es la caída de materia en la estrella más masiva de la pareja, proveniente, por efecto de la gravedad, de la estrella compañera menos masiva. Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas podríamos predecir que debería haber una supernova en nuestra Galaxia cada cuatro años. Estas son eventos espectaculares y, si ocurre uno cada cuatro años, esperaríamos ver más de ellos. La última supernova observada directamente en nuestra Galaxia fue la supernova de Kepler en el año 1604, pero sabemos que ocurren otras que son menos espectaculares, o que son ocultadas de nosotros por nubes de polvo interestelares. No está todavía claro si el ritmo de nacimiento de las pulsares y el ritmo de aparición de las supernovas pueden ser completamente reconciliados, ni cuántas pulsares pudieran formarse fuera de los cúmulos globulares, en sistemas binarios.

La Nebulosa del Cangrejo es el residuo visible de una explosión de supernova que fue observada en el 1054 por astrónomos chinos y japoneses. Cerca del centro de la Nebulosa está la Pulsar del Cangrejo, que es la pulsar más energética conocida. Gira treinta veces por segundo y está muy fuertemente magnetizada. Por lo tanto actúa como una estación celeste de generación de energía, generando suficiente energía como para mantener radiando a toda la Nebulosa en prácticamente todo el espectro electromagnético.

La pulsar del Cangrejo irradia dos pulsos por revolución: el perfil de este doble pulso es similar en todas las radiofrecuencias por arriba de 30 MHz, y en las zonas ópticas, de rayos-X, y de rayos gamma del espectro, cubriendo al menos 49 octavas en longitud de onda.

Muchas estrellas son miembros de sistemas binarios, en los que dos estrellas orbitan una alrededor de la otra, con períodos de algunos días o años. Si una de estas estrellas es una estrella de neutrones, el par puede orbitar tan cerca que la atracción gravitacional entre ellas es muy grande y entonces pueden observarse algunos efectos poco usuales. Se conocen varios sistemas binarios en los que la otra estrella es una gigante; en estos casos la estrella de neutrones puede atraer gas de las regiones exteriores de su compañera, de modo que una corriente de gas cae con gran energía sobre la superficie de la estrella de neutrones. Estos sistemas se observan como fuentes de rayos-X. Algunas de las fuentes de rayos-X muestran variaciones periódicas al rotar la estrella de neutrones: estos son las llamadas 'pulsares de rayos-X'.

Un sistema binario, conocido como PSR 1913+16, consiste de dos estrellas de neutrones tan juntas que su período orbital es de sólo 775 horas. No hay corrientes de gas entre estas estrellas, que sólo interactúan por su mutua atracción gravitacional. La órbita de una de ellas puede ser descrita en gran detalle, debido a que es una pulsar.

El período de esta pulsar es de 59 milisegundos y produce una serie de pulsos muy estable con un ritmo de deceleración inusualmente bajo. Es, de hecho, un preciso reloj moviéndose muy rápidamente en un fuerte campo gravitatorio, que es la clásica situación requerida para una comprobación de la Teoría General de la Relatividad de Einstein.

Según la teoría dinámica no-relativista, o Newtoniana, las órbitas de ambas estrellas deberían ser elipses con una orientación fija y el período orbital debería ser constante. Las mediciones de los tiempos de llegada de los pulsos han mostrado diferencias significativas con las simples órbitas Newtonianas: la más obvia es que la órbita tiene una precesión de 42 grados al año.

Hay también un efecto pequeño, pero muy importante, sobre el período orbital, que se sabe está reduciéndose en 89 nanosegundos (menos de una diez-millonésima de segundo) en cada órbita. El período orbital en reducción representa una pérdida de energía que sólo puede explicarse por la existencia de una radiación gravitacional. Aún cuando la radiación gravitacional en sí misma nunca ha sido observada directamente, las observaciones de la PSR 1913+16 han provisto una buena prueba de su existencia. Es apropiado que este descubrimiento, que ha sido una confirmación adicional de las predicciones de la Teoría General de la Relatividad, fuera anunciado en 1979, año en que se cumplió el centenario del nacimiento de Einstein.

Se ha descubierto que esta pulsar está acompañada por al menos dos planetas. Se dedujo que existen estos planetas porque la pulsar se mueve en una pequeña órbita alrededor del centro de masa del sistema, que es determinado por las posiciones y masas de la pulsar y de los planetas. Cuando la pulsar se mueve en su órbita, los intervalos entre pulsos sucesivos varían, siendo levemente más cortos cuando la pulsar se mueve hacia nosotros. Analizando los intervalos entre pulsos, los astrónomos determinaron que la pulsar es orbitada por al menos dos objetos, con masas de alrededor de 2,8 a 3,4 veces la de la Tierra. Sus períodos orbitales serían de 98 y 67 días, respectivamente. La amplitud de las órbitas es similar a la de Mercurio. Es posible que el sistema tenga un tercer planeta, con un período orbital de alrededor de un año.

Estos planetas no serán hospitalarios para la vida como la conocemos, dado que la pulsar emite la mayor parte de su energía en forma de un viento estelar muy intenso que descarga partículas de alta energía, que se mueven casi a la velocidad de la luz, sobre los planetas.

Los planetas se tienen que haber formado en la explosión de supernova que dio génesis a la pulsar, ya que no podrían haber sobrevivido al fenómeno. También podrían haber surgido de material expulsado por una estrella compañera, finalmente vaporizada por gravedad de la pulsar. Este descubrimiento fue importante porque sugiere que la formación de planetas puede ser relativamente simple, y que los planetas potencialmente habitables pueden ser muy comunes. Otra cuestión importante que se debe determinar es si la mayoría de las pulsares que rotan centenares de veces por segundo tienen planetas o si esta pulsar es única.