En junio de 2024, el radiotelescopio CHIME registró desde la fuente FRB 20240114A más de 700 estallidos de radio por hora. Este repetidor hiperactivo libera en una hora casi toda la energía magnética de un magnetar común (estrella de neutrones con campo ultraintenso).

Es solo uno de los muchos transitorios enigmáticos que llevan años desconcertando a los astrofísicos: supernovas superluminosas, que brillan cien veces más que las normales, púlsares de rayos X anómalos y transitorios azules brillantes rápidos. Ya Fritz Zwicky sugirió que las estrellas de neutrones nacen en supernovas, pero el mecanismo de su magnetización seguía siendo un misterio. Los modelos tradicionales intentaban derivar los campos magnéticos de la rápida rotación de una estrella de neutrones recién nacida. Pero de estos objetos "girados" nacen cien veces menos de los que se observan como magnetares.

Una nueva perspectiva la ofrece Ouyed (2026). La larga evolución estelar (vida de una estrella desde el nacimiento hasta el colapso) lleva a la formación de estrellas de neutrones, pero la clave no es la rotación, sino la masa. Una estrella de neutrones nacida con una masa superior al umbral crítico de aproximadamente 2,1 masas solares esconde en su interior un núcleo de quarks — una fase ferromagnética similar a un imán permanente. Mientras la estrella gira rápidamente, las fuerzas centrífugas evitan que la materia se reordene. Es un volcán durmiente. Cuando la desaceleración de la rotación reduce la presión, ocurre la desconfinación de quarks (transición de neutrones a quarks libres) — una transformación explosiva del núcleo. De repente, los quarks se alinean en un orden ferromagnético (magnetización espontánea) y se produce una exótica transición de fase (cambio de un estado de la materia a otro). En el interior se genera un campo de $10^{18}$ Gauss. En la superficie surge un magnetar con un campo del orden de $10^{15}$ G.

Dos parámetros — la masa crítica y el período crítico de rotación de aproximadamente 5,5 milisegundos — determinan el destino de la estrella. Si todo ocurre dentro de una envoltura ópticamente densa, se observa una supernova superluminosa. Si el período aún es corto y la radiación atraviesa el remanente, se produce un estallido rápido de radio. El retraso entre el colapso y la quark-nova puede ser desde días hasta millones de años, lo que explica la aparición de estallidos en los lugares más inesperados — desde los confines de galaxias elípticas hasta cúmulos globulares. Además, las eyecciones ricas en neutrones sintetizan elementos pesados durante el proceso r (captura rápida de neutrones) y generan una kilonova — un resplandor infrarrojo que antes se atribuía solo a fusiones de estrellas de neutrones. En un modelo extendido, la quark-nova también puede expulsar un chorro relativista, convirtiéndose en fuente de un estallido de rayos gamma, y la señal de ondas gravitacionales la convierte en objetivo de la astronomía multimensajero (observaciones simultáneas en diferentes radiaciones).

Este panorama, respaldado por síntesis de población (simulación computacional de millones de estrellas) y análisis bayesiano, resuelve una contradicción de medio siglo. Subrahmanyan Chandrasekhar introdujo el límite de masa para las enanas blancas; aquí la masa crítica separa los destinos de las estrellas de neutrones. Décadas después del descubrimiento de los primeros púlsares por Jocelyn Bell Burnell, queda claro que las estrellas de neutrones son mucho más diversas. En los próximos años, el modelo puede verificarse: búsqueda de kilonovas infrarrojas asociadas a transitorios azules brillantes, monitoreo de supernovas superluminosas antiguas en busca de reactivación en radio. Si la masa realmente gobierna el magnetismo, entonces cada magnetar es una antigua estrella de neutrones masiva, no un afortunado raro. Y algún día, un nuevo repetidor hiperactivo captado por CHIME no solo brillará en radio, sino que también dejará una huella infrarroja de kilonova — y el volcán durmiente finalmente despertará en nuestra imaginación.