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Este trabajo de tesis se centra en estudiar la posible existencia de transiciones de fase en los remanentes compactos inmediatos del colapso del núcleo de supernovas, las estrellas de neutrones, y los modelos teóricos que describen la materia densa en su interior. Especı́ficamente, nos interesa analizar la factibilidad de una transición de materia hadrónica a materia de quarks en el núcleo de estos objetos. La densidad de la materia en el interior de las estrellas de neutrones, supera varias veces a la de los núcleos atómicos, y la ecuación de estado que describe dicha materia en tal régimen aún es desconocida. En este contexto, es sabido que la interacción entre los constituyentes de los nucleones, los quarks, se debilita con el aumento de la densidad por la propiedad intrı́nseca de la QCD conocida como libertad asintótica. Por lo tanto, la materia deberı́a disolverse en un estado de quarks casi libres a altas densidades, o bien formar un estado superconductor de color. Esta fase superconductora de color serı́a favorable energéticamente, si estuviera presente en una estrella de neutrones frı́a, dado que un sistema de fermiones que interactúan débilmente a baja temperatura es inestable con respecto a la formación de pares de Cooper. Aunque es imposible saber tanto teórica como experimentalmente si esas fases existen en las estrellas de neutrones, la interpolación de la parte resoluble de QCD de altas densidades junto con las ecuaciones de estado hadrónicas a bajas densidades, sugieren que las mismas podrı́an aparecer en el interior de objetos compactos. Para la transición de fase usaremos dos formalismos diferentes: el formalismo de Maxwell, en el cual se supone una transición de fase abrupta entre la materia hadrónica y de quarks sin formación de fase mixta, y el formalismo de Gibbs, en el que se forma una fase mixta en la que coexisten hadrones y quarks. Para la descripción de la materia hadrónica, utilizaremos diferentes parametrizaciones del modelo de campo medio relativista con constantes de acoplamiento dependientes de la densidad. Para la descripción de la materia de quarks utilizaremos un modelo efectivo Nambu Jona-Lasinio no local de tres sabores con interacciones vectoriales, en el que incluiremos la posibilidad de formación de diquarks para modelar una fase superconductora de color en SU (3), que llamaremos 2SC + s. Se presentan diagramas de fase y ecuaciones de estado de la materia de quarks a temperatura finita, y se investiga la influencia de dicha materia en observables asociados con estrellas de neutrones. Asimismo, utilizando ecuaciones de estado hı́bridas, se estudia la evolución térmica simplificada de estrellas compactas durante su formación, desde su estado de proto-estrellas de neutrones hasta el de estrellas de neutrones frı́as, y se comparan los resultados obtenidos con observaciones astrofı́sicas recientes. Las parametrizaciones utilizadas es este trabajo se ajustan a las mediciones más recientes de masas y constantes de acoplamiento de la QCD, lo cual impone fuertes restricciones a la existencia de materia de quarks en las proto-estrellas, a diferencia de lo que sucede con modelos menos realistas o con más parámetros libres. Sin embargo, los resultados obtenidos indican que aún considerando dichas restricciones, la ocurrencia de materia de quarks en los núcleos de estas estrellas sigue siendo una posibilidad promisoria. Los parámetros libres restantes de los modelos se ajustaron teniendo en cuenta las restricciones observacionales, provenientes de determinaciones precisas de las masas de pulsares de ∼ 2 M⊙ , y del evento de la fusión de dos estrellas de neutrones, conocido como GW170817. El hecho de que el uso de modelos más realistas para la descripción de la materia densa en estos objetos indiquen la presencia de materia de quarks en el interior de estrellas de neutrones, podrı́a ser una respuesta al interrogante del comportamiento de dicha materia y la determinación de su correspondiente ecuación de estado.

Modelos de quarks no locales para la descripción de la materia densa en el núcleo de estrellas de neutrones