Algunos teóricos creen que sí. Se ha sugerido que la materia de quark extraña (SQM) es el “estado fundamental de la materia” [1,2], lo que significa que puede tener la energía más baja por barión de cualquier estado físico que conozcamos. Esto significa que SQM “empuja hacia atrás” al menos a densidades y temperaturas extremadamente altas, lo que permite que un objeto sea extremadamente denso sin tan solo caer en un agujero negro.
Figura 1 de Lattimer & Prakash 2000 [1] (uno de los artículos más citados sobre las ecuaciones de estado de las estrellas de neutrones). La materia de quarks extraños (SQM) tiene la presión más baja en cualquier densidad particular de ecuaciones de estado para estrellas súper densas (por ejemplo, estrellas de neutrones / quarks)
Esta propiedad hace una fuerte predicción para los observadores que estudian objetos compactos (por ejemplo, estrellas de neutrones, estrellas de quarks). Algunas técnicas nos permiten medir la masa y el radio de estos objetos de forma independiente y simultánea, lo cual es una restricción directa en la ecuación de estado.
Por ejemplo, si mido un espectro de rayos X de una estrella de neutrones y conozco la distancia a este objeto, entonces tengo su luminosidad y temperatura, lo que me da un radio
[math] R = \ sqrt {\ frac {L} {4 \ pi \ sigma T ^ {4}}} [/ math]
Espectro térmico de rayos X hacia la estrella de neutrones Aql X-1 de Rutledge et al. 2001 [3]
Al mismo tiempo, si tengo la suerte de encontrar una estrella de neutrones en un sistema binario, puedo determinar su masa midiendo el período y la separación del sistema binario. Esto es algo más complicado, pero se reduce a la tercera ley de movimiento planetario de Kepler,
[math] M \ propto \ frac {a ^ {3}} {P ^ {2}} [/ math]
donde [math] a [/ math] es el eje semi mayor del sistema binario y [math] P [/ math] es su período.
El trazado de las mediciones de masa y radio para un gran número de objetos compactos le informa sobre las ecuaciones de estado más probables. ¿Son generalmente lo suficientemente densos como para que necesitemos que SQM explique su existencia, o será suficiente alguna otra ecuación de estado?
Región de confianza para la masa y el radio de la estrella de neutrones XMMU J173203.3−344518 de Klochkov et al. 2014 [4]. Las ecuaciones de estado más favorecidas son las líneas que intersectan esta región (especialmente la parte naranja)
El consenso para la mayoría de las estrellas de neutrones que observamos parece ser que no necesitamos SQM para explicar sus masas y radios. Eso no necesariamente excluye la existencia de estrellas de quark; podrían ser simplemente un tipo raro de objeto compacto que aún no hemos encontrado. Al mismo tiempo, es posible que cualquier estrella que sea densa simplemente se colapse en un agujero negro. Todavía estamos tratando de ajustar nuestras medidas para producir mejores restricciones en la ecuación exacta del estado.
[1] Lattimer & Prakash, estructura de estrella de neutrones y ecuación de estado
[2] Página en aps.org
[3] Rutledge et al., Emisión de la estrella de neutrones en Aquila X-1
[4] La estrella de neutrones en HESS J1731−347: objetos compactos centrales como laboratorios para estudiar la ecuación del estado de la materia superdense.