1.1 ¿Cómo son las estrellas que luego se convierten en púlsares?

Como fue mencionado en la sección anterior, se necesitan estrellas de gran masa para poder formar púlsares. Sin embargo, la gran mayoría de las estrellas no tiene masa suficiente para colapsar gravitacionalmente y, por lo tanto, son pocas las estrellas capaces de convertirse en estos objetos exóticos. Prueba de ello es la función de masa inicial, (IMF, initial mass function), que da cuenta de la cantidad de estrellas en un cierto intervalo de masa, para un volumen genérico del espacio. Esta función, que está construida en base a observaciones de la vía láctea, de diversas regiones en donde se forman estrellas, indica que más del 99% de las estrellas son de masa baja o intermedia, es decir, con masas menores a 8-10 veces la masa del Sol. La IMF ilustrada en la figura, mediante un gráfico del número de estrellas observadas para distintos rangos de masa, demuestra que hay relativamente pocas estrellas progenitoras de púlsares. A esto debemos sumar el hecho de que, de este 1% del total, solo aquellas con masas menores a 15-20 veces del Sol se transformarán en pulsares, ya que las más masivas se convertirán en agujeros negros.

Tipo espectral

Las estrellas con masas mayores al umbral de 8-10 masas solares son conocidas por sus altas temperaturas y rápida evolución, con respecto a las menos masivas. Debido a que son muy grandes y calientes, resultan tener luminosidades altísimas y se les encuentra en un rincón específico del diagrama de Hertzsprung-Russell (o diagrama de color-magnitud, ver figura), el cual organiza a las estrellas según su temperatura y luminosidad (o en su análogo, color y magnitud).

En este diagrama, las estrellas se agrupan naturalmente según sus propiedades y es posible identificar sus tipos espectrales. Un tipo espectral es una manera de clasificar a las estrellas, según las propiedades de su espectro [LINK], y se correlaciona con su temperatura. Entonces, en el diagrama es posible identificar la clase espectral de las estrellas progenitoras de púlsares, las cuales en su mayoría son de tipo O y algunas de tipo B. A medida que evolucionan, se van desplazando hacia la derecha, mientras se hacen más grandes y frías en su travesía hacia el colapso estelar.

Propiedades internas 

El hecho de que sean muy calientes y masivas permite que la fusión en sus núcleos sea mucho más eficiente que en las estrellas de masa baja e intermedia, las cuales usualmente finalizan su ciclo con núcleos de carbono y oxígeno, formando enanas blancas. En cambio, en las estrellas masivas la presión que genera la gravedad en su interior es tan alta que logra vencer la repulsión atómica de los elementos pesados. Es así como en sus núcleos, tras millones de años haciendo fusión de hidrógeno y helio, el carbono y el oxígeno logran fusionarse con otros elementos y se crean cadenas de reacciones que generan una serie de otros elementos, hasta llegar al fierro.

Esta última etapa, la fusión de elementos más pesados que el helio, toma mucho menos tiempo, generalmente unos cientos de años, y termina con la producción de fierro en el núcleo de la estrella. Dado que las reacciones que fusionan el fierro con otros elementos ya no aportan energía al balance de presión de la estrella, el equilibrio se rompe y la estrella colapsa por la acción la gravedad. Es así como, tras millones de años fusionando hidrógeno, helio, carbono y elementos más pesados, se alcanzan las condiciones perfectas para que el núcleo colapse gravitacionalmente y se forme una estrella de neutrones.