Absolutamente no. La base de un púlsar es una estrella de neutrones, que es la etapa final de la vida de una estrella masiva.
EDITAR: Acabo de recibir una solicitud para obtener más explicaciones, así que aquí vamos.
La vida de una estrella de baja masa
Las estrellas más pequeñas, como el Sol, pasan la mayor parte de sus vidas fusionando hidrógeno en helio. Una vez que el núcleo se agota demasiado en hidrógeno para que la fusión continúe, el núcleo deja de producir energía. Sin la energía que fluye desde el núcleo, la gravedad se hace cargo y la estrella se contrae. La estrella que se encoge se calienta más, hasta que la fusión comienza en una capa de hidrógeno alrededor del núcleo rico en helio. En este punto, esta estrella moribunda se expande en un gigante rojo.
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Dependiendo de la masa de la estrella, esto podría desencadenar la ignición del helio en el núcleo, en lo que se conoce como flash de helio. Esto producirá carbono y oxígeno en el núcleo. Durante los próximos dos mil millones de años, la estrella gigante roja pierde su atmósfera exterior, produciendo conchas de gas alrededor de la estrella. Finalmente, toda fusión se detiene. La estrella se derrumba para producir una enana blanca.
Una enana blanca es un remanente estelar. Se ha colapsado bajo su propia gravedad, hasta el punto de que las capas de electrones de los átomos se han colapsado lo más posible. Esto se conoce como degeneración de electrones, y la materia en este estado se comporta de maneras extrañas. La densidad aumenta hasta el punto en que una enana blanca del tamaño de tu dedo meñique pesa aproximadamente una tonelada.
Hay un límite para la masa de una enana blanca; para una enana blanca no giratoria, aproximadamente 1,44 masas solares. Este es el límite de Chandrasekhar, llamado así por el brillante astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar. Esto será importante en la próxima etapa de la explicación.
La vida de una estrella de gran masa
Las estrellas muy grandes se comportan de manera bastante diferente. El límite entre masa baja y alta no se ha establecido con gran precisión, en algún lugar entre 5 y 8 masas solares, la última vez que lo verifiqué. No es terriblemente importante en este momento.
Las estrellas de alta masa se comportan de manera bastante diferente cuando el núcleo se agota en hidrógeno. Una capa de hidrógeno comienza a fusionarse alrededor del núcleo, y el núcleo de helio se somete a fusión. A medida que la estrella envejece, comienzan a formarse capas de elementos más pesados, siempre rodeados por una capa externa de hidrógeno fusionado. El modelo clásico es una cebolla. A medida que avanzamos hacia abajo, obtenemos hidrógeno, helio, oxígeno, carbono, neón, etc. [1]
Cada capa inferior está utilizando la “ceniza” de fusión de la siguiente capa hacia arriba, por lo que hay mucha menos energía para extraer. Estos elementos cada vez más pesados se queman cada vez más rápido. Finalmente, la estrella comienza a producir hierro en su núcleo. Este es el final de la línea. El hierro no puede producir energía a partir de la fusión. El núcleo ya no puede sostenerse. Comenzará a colapsarse sobre sí mismo, y las capas externas colapsarán con él.
Suceden dos cosas. Las capas externas colapsadas vierten enormes cantidades de energía en el núcleo. Mientras tanto, la masa del núcleo aumenta y excede el límite de Chandrasekhar [2]. La estrella que cae explota como una supernova. Este es el clásico Core Collapse Supernova. [3]
La explosión es tan poderosa que prácticamente todos los elementos más pesados que el hierro se forman en la supernova. [4] Una explosión masiva de material, enriquecida con todos los elementos que conocemos, se extiende al espacio interestelar. Finalmente, este material encuentra su camino hacia nuevas estrellas. [5]
Para estas supernovas de colapso del núcleo, no todas las estrellas se lanzan al espacio. Lo que le sucede al remanente depende de su masa. Más allá de una masa en particular, (nuevamente, estamos confusos sobre qué es esta masa), el remanente se derrumba para producir un agujero negro.
Por debajo de ese umbral, el colapso no llega tan lejos. Pero va lo suficientemente lejos: los átomos colapsan sobre sí mismos. El resultado es una estrella de neutrones: una estructura increíblemente densa de neutrones, sin protones, sin electrones, solo neutrones, a pocos kilómetros de diámetro, probablemente cubierta con una capa que es principalmente hierro. Esta estrella tiene la densidad de un núcleo; una pieza del tamaño de mi dedo meñique pesa quizás un millón de toneladas. [6]
La estrella de neutrones, que se ha reducido a un tamaño pequeño, gira a una velocidad enorme. Esto es lo que produce un púlsar, que dejaré para que Wikipedia lo explique.
Es por eso que el Sol nunca podría haber sido un púlsar.
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[1] Ese es el modelo simple, de todos modos. Como te puedes imaginar, no es tan limpio y ordenado. Afortunadamente, no necesitamos los detalles en este momento.
[2] En realidad, es más desordenado que esto. La estrella girará y el límite de Chandrasekhar se aplica solo a una masa no giratoria. Esta es otra complejidad que podemos olvidar por ahora.
[3] Hay otros tipos de supernovas, y no voy a entrar en eso aquí.
[4] Nuevamente, hay complejidades y excepciones. Podemos descuidarlos. Por suerte.
[5] La vieja canción de Woodstock acertó: somos polvo de estrellas. Muy bien, ¿eh?
[6] Para los fanáticos de Star Trek, esto es neutronio real.
