La supernova más luminosa observada hasta el momento, SN2006gy (unas 100 veces más luminosa que una supernova típica) es difícil de explicar con las teorías actuales. ¿Podría ser el resultado de una transición entre una estrella de neutrones y una estrella de quarks? Os recuerdo que las supernovas tipo Ia son transiciones de una enana blanca a estrella de neutrones (la enana recibe materia de una compañera, materia que genera luz termonuclearmente, hasta que se acaba y la estrella explota). Si se confirma la interpretación de esta observación, sería la primera observación de una estrella de quarks. Quizás lo mismo ha ocurrido en las supernovas de alta luminosidad SN2005gj y SN2005ap.
La estabilidad de estas estrellas degeneradas está sujeta a que la presión de un gas degenerado de fermiones (electrones, neutrones o quarks, según sea la estrella) se capaz de equilibrar la fuerza gravitatoria debida a su masa.
Las enanas blancas son ampliamente conocidas, por ejemplo, Sirio B, la compañera la estrella aparentemente más brillante del cielo, Sirio A. Su diámetro (medido en 2005) de 12.000 km es menor que el de la Tierra, aunque su masa es casi la del Sol, 0.98 MSol. Estas estrellas no son grandes reactores termonucleares, como nuestro Sol, sino que se se mantienen estables gracias a un fenómeno cuántico, el principio de exclusión de Pauli, que impide que dos electrones (en general, dos fermiones) ocupen el mismo estado cuántico, lo que genera una presión que mantiene la estrella compensando la gravedad, aunque sólo si la masa de ésta es menor que
1.44 MSol.
Si el remanente tiene una masa entre 1.44 y 3 MSol se puede formar una estrella de neutrones, de una radio de unos 10 km, con una velocidad de escape enorme, próxima a la mitad de la velocidad de la luz. Las estrellas de neutrones son demasiado pequeñas para ser detectadas, sin embargo, la evidencia experimental indica que forman parte de los púlsares. El núcleo de estas estrellas está compuesto por una fluido de nucleones (neutrones y protones) electrones y muones, con un 95% de neutrones (formando un superfluido) y solo un 5% de protones cuya carga está compensada por otros tantos electrones.
¿Pero existen estrellas aún más densas? Quizás sí, las estrellas de quarks. La teoría de los quarks (cromodinámica cuántica) es tan complicada que es muy difícil estudiar las propiedades de estas hipotéticas estrellas. Su existencia require que con una densidad de materia superalta puedan existir quarks “libres” o sin confinar (normalmente los quarks están confinados, ocultos, en parejas quark-antiquark en las partículas llamadas mesones y en tríos en los llamados bariones, como el protón o el neutrón).
En 1971, antes del desarrollo de la cromodinámica cuántica, Bodmer conjeturó que la materia extraña (formada por quarks arriba, abajo y extraño) es absolutamente más estable que la materia “normal” (el núcleo del isótopo 56 del hierro). Si se confirma, la materia “normal” sería metaestable y comprimida a una densidad suficientemente alta espontáneamente se convertiría en materia extraña. A diferencia de las estrellas degeneradas, la estabilidad de las estrellas de quarks no requiere la presencia de la gravedad para ser estables. Más, aún su radio podría ser menor que el de las estrellas de neutrones. Desafortunadamente, no hay evidencia fiable de su existencia.
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