Gwiazdy preonowe

Jeżeli preony, czyli hipotetyczne składniki kwarków istnieją, to mogą tworzyć „gwiazdy” preonowe. Obiekty takie posiadałyby własności, dzięki którym możliwa byłaby ich detekcja i to za pomocą już istniejących technik i instrumentów. Odkrycie gwiazd preonowych stanowiłoby najprawdopodobniej milowy krok na drodze rozwiązania zagadki ciemnej materii

Model Standardowy

Rys. 1. Proces odkrywania coraz mniejszych składników elementar­nych materii

Z czego składa się materia? Co stanowi jej elementarne cegiełki (patrz rys. 1)? I czy na pewno są one niepodzielne? Na te i podobne pytania ludzie starają się odpowiadać od wieków. Aktualnie fizycy powszechnie akceptują teorię Modelu Standardowego zakładającą, iż podstawowym budulcem Wszechświata są kwarki i leptony (patrz ramka „Model Standardowy”). Kiedy jednak uważnie przyjrzymy się temu modelowi, wówczas nie sposób jest oprzeć się przekonaniu, że teoria ta nie wyjaśnia wszystkich znanych oddziaływań fizycznych.

Kłopoty z Modelem Standardowym

Mimo swojej wielkiej użyteczności, dzięki niezwykłej zgodności przewidywań z obserwacjami, Model Standardowy nie może predestynować do miana teorii ostatecznej. Najprostszy, a jednocześnie najcięższego kalibru zarzut, jaki można mu postawić, brzmi: brak opisu grawitacji. A przecież jest to jedna z czterech podstawowych sił, rządzących ruchem wszystkich makroskopowych obiektów we Wszechświecie.

Druga kwestia, która również natychmiast rzuca się w oczy, to liczba cząstek. Skoro mają być one cząstkami elementarnymi, to dlaczego jest ich tak dużo? Niektóre z nich różnią się tylko ładunkiem, a nie można znaleźć wspólnego uproszczenia dla takich par — strategia redukcjonistyczna nie ma tu zastosowania.

Przedłużający się okres sukcesów Modelu Standardowego nie jest wcale wynikiem jego uniwersalności, lecz jest spowodowany po prostu brakiem doskonalszego opisu rzeczywistości fizycznej. Trudno się zatem dziwić, iż fizycy z wielkim zapałem i determinacją oraz dużym nakładem środków finansowych poszukują Teorii Wszystkiego. Żadna z dotychczasowych prób nie zakończyła się pełnym sukcesem, ale te z nich, które, jak się wydaje, najbardziej zbliżyły nas do prawdy, posiadają jedną wspólną cechę: zakładają istnienie jeszcze (co najmniej) jednego, głębszego poziomu struktury materii. W takim ujęciu kwarki i leptony tracą status elementarności, a na scenie pojawiają się nowi gracze, których angielskie nazwy są następujące: prequarks, subquarks, maons, alphons, quinks, rishons, tweedles, helons, haplons czy Y-particles. Bez względu jednak na swoje właściwości, całą gamę tych „podcząstek” można określić wspólnym mianem preonów.

Alternatywa preonowa

„Magiczne” słowo (super)struna rozbudza wyobraźnię i niewątpliwie jest to jeden z powodów, dla którego teoria superstrun (czy też jej rozszerzona wersja, tzw. M-teoria) cieszy się wielką popularnością wśród fizyków (złośliwi twierdzą, że jest to teoria doskonała, ponieważ dzisiejsze możliwości techniczne nie pozwalają w żadnym stopniu na jej weryfikację). Osobiście bardzo cenię teorię pętlowej grawitacji, czy też teorię kwantowej grawitacji budowaną przez księdza profesora Michała Hellera, ale muszę przyznać, iż koncepcja preonów zrobiła na mnie niemałe wrażenie. Jest to bowiem idea, która może pomóc w wyjaśnianiu następujących problemów Modelu Standardowego (w tym tych dwóch opisanych w poprzednim rozdziale):

— Większość kwarków i leptonów jest niestabilna. Niektórzy twierdzą, iż ten fakt z definicji dyskwalifikuje je jako cząstki elementarne. Historycznie rzecz biorąc, wszystkie rozpady cząstek uważanych poprzednio za elementarne, zostały wyjaśnione w oparciu o bardziej fundamentalne obiekty.

— Istnieją regularności pomiędzy kwarkami i leptonami, których dotychczas nie wyjaśniono. Takie prawidłowości sugerują ich wspólne pochodzenie.

— Parametry (liczby kwantowe) opisujące Model Standardowy mają wartości, których nie można wyznaczyć, ale które są zadane ad hoc. Taka swoboda, czy też dopasowanie a posteriori, każe krytycznie patrzeć na elementarność cząstek tworzących Model Standardowy.

— Cząstki Modelu Standardowego znacząco różnią się od siebie masą. Należy podać powód, dla którego taka różnica ma miejsce.

— Niektóre cząstki podlegają przemianom czy oscylacjom. Być może w ten sposób ukazują różne oblicze (tych samych) obiektów, z których są zbudowane.

— Łamanie symetrii oddziaływań elektrosłabych może być spowodowane przez bozon Higgsa. Wciąż niezgłębiona przyczyna braku tejże symetrii jest także wyjaśniana w oparciu o koncepcję preonów.

Za hipotezą preonów przemawia również fakt empiryczny, związany z zaobserwowaniem w eksperymencie z kwarkami (w CERN-ie) zjawiska analogicznego do tego, gdy w hadronach1 odkryto ślady ich wewnętrznej struktury. Poszlaka ta, wraz z innymi argumentami natury teoretycznej, stała się motorem napędowym pewnego przyspieszenia prac nad teorią preonów.

Właściwości preonów

Spośród istniejących modeli preonów żaden nie rozwiązuje wszystkich problemów Modelu Standardowego, choć wiele postawionych do tej pory pytań znajduje w nich odpowiedzi. Dzięki wspólnym cechom różnych odmian hipotezy preonów, można opisać następujące własności tych cząstek:

a) Liczba — Zakłada się istnienie sześciu preonów, w tym trzech preonów i trzech antypreonów.

b) Ładunek elektryczny — Preon może mieć ładunek elektryczny +e/3 lub –2e/3.

c) Spin — Mogą istnieć tylko preony o spinie połówkowym 1/2 lub zerowym 0.

d) Masa — Dwa preony powinny posiadać niewielkie masy, natomiast trzeci musi być superciężki.

e) Stabilność — Z definicji wszystkie preony są absolutnie stabilne i nie ulegają żadnemu rozpadowi.

f) Inne — Preony powinny mieć zapach, kolor i być może również cechę zwaną hiperkolorem.

Obiekty zwarte

Jak wiadomo, po okresie aktywnego świecenia gwiazda przechodzi w stan „spoczynku”. W zależności od swojej masy początkowej, ostatni etap egzystencji przeżywa jako biały karzeł, gwiazda neutronowa (pulsar, magnetar) lub czarna dziura. Obliczenia sugerują istnienie jeszcze jednej klasy obiektów zwartych, a mianowicie gwiazd kwarkowych i dziwnych (patrz artykuł Pawła Haensela Sekrety gwiazd neutronowych: maksymalna masa i równanie stanu — „Urania” 3/2006). W jądrze takich obiektów musiałyby panować tak ekstremalne warunki, że dochodziłoby do uwalniania kwarków z neutronów.

Sekwencja obiektów zwartych jest przedstawiona na rys. 2. Jak widać, im bardziej gęsty jest obiekt, tym mniejszy jest jego promień. Wszystkie te gwiazdy znajdują się blisko granicy Schwarzschilda (po jej przekroczeniu obiekt zapada się do postaci czarnej dziury) i aby były stabilne, ich masa nie może przekroczyć pewnej maksymalnej wartości, którą określa granica Chandrasekhara lub równanie Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa. Cecha ta jest następstwem właściwości materii, z której zbudowane są obiekty zwarte.

Rys. 2. Obiekty zwarte. Wraz ze wzrostem gęstości maleje promień obiektu. Rysunek na podstawie ilustracji ze strony www.universe-review.ca/F08-star.htm

Gwiazdy preonowe

Kwarki podlegają zjawisku asymptotycznej swobody. Im bardziej staramy się je „wydobyć” z wnętrza hadronów, tym większy stawiają opór. Dopiero wnętrze gwiazdy kwarkowej stwarza odpowiednie warunki do pokonania ich wzajemnego przyciągania. Uwolnione kwarki występują wówczas w postaci plazmy kwarkowo-gluonowej.

Analogiczna sytuacja ma miejsce w przypadku preonów. One również „tłuką się” jak w worku we wnętrzu cząstki, którą tworzą (czyli kwarka lub leptona), ale wolność mogą uzyskać jedynie w gwiazdach preonowych. Ponieważ do rozerwania więzów pomiędzy nimi konieczne są jeszcze większe siły niż w przypadku kwarków, dlatego też gwiazda preonowa musi być znacznie bardziej gęsta niż gwiazda kwarkowa (o co najmniej 10 rzędów wielkości!). Jednakże, aby nie skolapsować do postaci czarnej dziury, jej masa nie może przekroczyć maksymalnej wartości, co z kolei determinuje promień takiego obiektu.

Zależność masa-promień

Nikt nie wie, jak może zachowywać się plazma preonowa, dlatego też aby opisać złożone z niej obiekty, należy przyjąć pewne arbitralne założenia. Po pierwsze, ponieważ preony mają tworzyć nawet tak lekkie cząstki jak neutrina, przyjmuje się, że są one praktycznie bezmasowe. Po drugie, prawie cała ich masa pochodzi z oddziaływań pomiędzy preonami, czyli jest to w uproszczeniu energia, jaką muszą uzyskać, aby uwolnić się z wnętrza cząstki, którą tworzą. Energia ta jest reprezentowana przez tzw. stałą worka B.

Bazując na tych założeniach, równanie stanu materii można zapisać następująco

ρc² = 3p + 4B,

gdzie ρ — gęstość materii, c — prędkość światła, p — ciśnienie materii, a do wyliczenia masy i promienia gwiazdy preonowej korzysta się z następujących wzorów

M_ps = (16pBR³)/(3c²),

R_ps = (3c²)/(16(pGB)^1/2),

gdzie G — stała grawitacji.

Masa i promień gwiazdy preonowej są więc funkcją stałej worka, a mówiąc inaczej, zależą od skali złożoności energii Λ. Jeżeli najcięższy kwark, czyli kwark szczytowy (ang. top quark) jest cząstką najsłabiej związaną, wówczas masa i promień gwiazdy preonowej przedstawiają się następująco

M_ps ≈ 2×10²⁴ kg (TeV/Λ)^3/2,

R_ps ≈ 3×10^–3 m (TeV/Λ)^3/2.

Proste dzielenie pokazuje, iż gęstość gwiazdy preonowej jest rzędu 10²⁷ kg/m³! To tak, jakby zgnieść Ziemię do rozmiarów piłki do siatkówki!

Analizując relację masy, promienia i gęstości gwiazdy preonowej oraz stałej worka, czyli masy-energii preonu, widać, iż obiekt taki może mieć masę w zakresie od sto razy mniejszej do sto razy większej niż Ziemia, przy rozciągłości promienia od kilku metrów do ułamków milimetra, a przedział gęstości zawiera się pomiędzy 10²⁶ kg/m3 i 10³³ kg/m³. Patrząc zatem na parametry takiego obiektu, trudno uznać go za gwiazdę, jednakże ze względu na jego przynależność do kategorii obiektów zwartych przyjęło się używać w stosunku do niego tego terminu. Czasami stosuje się również angielską nazwę nugget, co oznacza samorodek lub ziarno.

Formowanie się gwiazd preonowych

Obiekty preonowe mogły powstać we wczesnym Wszechświecie, podczas przejścia fazowego pierwszego rodzaju2 z fazy preonów do fazy kwarków i leptonów. W wyniku tego procesu utworzyły się pęcherzyki czy też bańki preonowe. Maksymalny rozmiar bańki był ograniczony przez horyzont zdarzeń, czyli promień Hubble'a (R_H = c/H, gdzie H jest stałą Hubble'a) w temperaturze przejścia fazowego (T = Λ/k_B), gdzie k_B jest stałą Boltzmanna). Masa bańki była mniejsza niż maksymalna masa stabilnej konfiguracji. Dzięki temu oraz dzięki faktowi, że — ze względu na swoje właściwości — gwiazdy preonowe nie podlegają procesowi promieniowania Hawkinga,3 obiekty te mogły przetrwać aż do dzisiejszych czasów.

Rys. 3. Zawartość jąder gwiazd zwartych. Rysunek na podstawie ilustracji ze strony www.universe-review.ca/F08-star.htm

Istnieje jeszcze inny scenariusz powstawania obiektów preonowych. Podczas wybuchu supernowej następuje jej grawitacyjna zapaść do postaci gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Możliwe są jednak sytuacje pośrednie. Kolaps może przebiegać w taki sposób, że pokona barierę neutronową, ale nie będzie na tyle potężny, żeby ścisnąć materię poniżej jej promienia grawitacyjnego. I właśnie wtedy może narodzić się, w zależności od siły kolapsu, gwiazda kwarkowa lub preonowa.

Ciemna materia

Według aktualnej wiedzy Wszechświat zbudowany jest przede wszystkim z ciemnej energii (ang. dark energy) i ciemnej materii (ang. dark matter) (patrz ramka „Ciemny Wszechświat”). Gwiazdy preonowe są dobrymi kandydatami na składniki ciemnej materii. Te, które powstały we wczesnym Wszechświecie, mogą wnosić wkład do ciemnej materii kosmologicznej, ponieważ nie uczestniczyły w procesie nukleosyntezy. Natomiast gwiazdy preonowe utworzone z masywnych nadolbrzymów, złożonych z materii barionowej, mogą stanowić część ciemnej materii w galaktykach.

Załóżmy teraz, iż wyłącznie gwiazdy preonowe tworzą ciemną materię galaktyczną. Rozważmy tylko galaktyki spiralne, dla których gęstość ciemnej materii wynosi ρ_DM = 10^–25 g/cm³. Jeżeli przyjmiemy, iż masa pojedynczego obiektu preonowego ma wartość 10²⁴ kg, to gęstość gwiazd preonowych w przestrzeni kosmicznej powinna być rzędu 10⁴ na parsek sześcienny (1 pc = 3,1×10¹⁶ m). Oznacza to, że do wyjaśnienia przyjmowanej obecnie ilości ciemnej materii wystarczyłaby jedna gwiazda preonowa w objętości milion razy większej niż Układ Słoneczny.

Detekcja gwiazd preonowych

Postawmy następujące pytanie: czy wykrycie czegoś tak małego jak nieświecąca gwiazda preonowa o średnicy kilku metrów „zawieszona” w otchłani Kosmosu jest w ogóle możliwe? Co prawda, instrumenty i techniki obserwacyjne są stale udoskonalane, ale na pierwszy rzut oka takie zadanie wydaje się absolutnie niewykonalne. A jednak da się to zrobić! Co więcej, metod detekcji, oczywiście pośrednich, jest kilka.

Promieniowanie kosmiczne (pulsary preonowe)

Najbardziej energetyczne promieniowanie, które dociera w okolice Ziemi, ma energię rzędu 10²¹ eV. Dotychczas nie jest znany żaden mechanizm, który potrafiłby wygenerować promieniowanie o tak ekstremalnie wysokiej energii. Gwiazdy preonowe stwarzają szansę na wyjaśnienie tej zagadki. Otóż, analogicznie do gwiazd neutronowych, podczas kolapsu gwiazda preonowa również wzmacniałaby swoje pole magnetyczne (na skutek zjawiska wmrożenia linii pola magnetycznego w materię) i stawałaby się „preonowym pulsarem”. Indukowane pole elektryczne takiego obiektu szacuje się na 10³⁴ V/m, co stanowi tak gigantyczną wartość, iż z nawiązką wystarcza do wytwarzania pulsów promieniowania kosmicznego o ekstremalnie wysokiej energii (ang. Ultra-High Energy Cosmic Rays), tzw. UHE CR. Obserwacje takiego promieniowania prowadzi się w obserwatorium wysokich energii Pierre Auger Observatory w Argentynie (strona domowa: www.auger.org). Może tam właśnie uda się zaobserwować i zlokalizować gwiazdy preonowe?

Soczewkowanie grawitacyjne

Soczewkowanie grawitacyjne, wielokrotnie już opisywane w „Uranii – Postępach Astronomii” (patrz np. Krzysztof Z. Stanek, Bohdan Paczyński Soczewkowanie grawitacyjne — 3/1993 czy Janusz Osarczuk Przeszłość i przyszłość soczewkowania grawitacyjnego — 1/2000), powoduje powstanie wielokrotnych obrazów źródła i zachodzi dla wszystkich rodzajów fal elektromagnetycznych (i nie tylko elektromagnetycznych — patrz artykuł Janusza Osarczuka Soczewkowanie grawitacyjne fal grawitacyjnych — „Urania” 3/2010). Wzależności od masy soczewki, takie parametry jak rozdzielenie obrazów i opóźnienie sygnału przybierają różne wartości. Jeżeli soczewka posiada masę w zakresie od 10¹⁴ kg do 10¹⁷ kg, wówczas separacja obrazów źródła jest rzędu femtosekund łuku (femto to 10^–15), a opóźnienie sygnału, indukowane przez soczewkę, jest porównywalne do okresu drgań promieni gamma. Poszukiwania gwiazd preonowych należy więc prowadzić w reżimie piko-, femto-, a nawet attosoczewkowania grawitacyjnego.

Najlepiej nadają się do tego widma (roz)błysków gamma (ang. Gamma-Ray Bursts — GBRs). Analizując sygnały gamma pochodzące od źródła GRB 880205, obserwowanego przez satelitę Ginga (więcej informacji o tym obserwatorium orbitalnym można znaleźć pod adresem: heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/ginga/ginga.html) wywnioskowano, iż obserwowane źródło mogło być soczewkowane przez obiekt o masie 10¹⁶ kg i przesunięciu ku czerwieni równym 1 (o ile charakterystyczne maksima i minima są następstwem soczewkowania grawitacyjnego — tego nie udało się potwierdzić). Niestety, wadą soczewkowania grawitacyjnego jest fakt, iż za jego pomocą nie można wyznaczyć gęstości soczewki, a tym samym trudno jest powiedzieć cokolwiek na temat jej natury czy też tworzących ją składników.

Fale grawitacyjne

Teoretycznie nic nie stoi na przeszkodzie, aby gwiazdy preonowe istniały w układzie podwójnym. Jak wiadomo, obiekty krążące w takim systemie wokół środka masy wraz z upływem czasu zacieśniają swe orbity, aż w końcu dochodzi do ich gwałtownego połączenia się. W trakcie tego wspólnego dążenia ku zagładzie oba składniki tracą energię i emitują ją m.in. pod postacią fal grawitacyjnych.

Załóżmy, że w układzie znajdują się dwie gwiazdy preonowe o takiej samej masie, zawierającej się pomiędzy 10¹⁵ kg do 10²³ kg i krążą po orbicie kołowej. Częstotliwość fal grawitacyjnych f_g pochodzących z takiego systemu określa wzór

f_g = (1/π(2MG/a³)^1/2 ≈ 6,0×10¹¹ Hz (sec/τ)^3/8×(10¹⁵ kg/M)^5/8,

gdzie M — masa składnika układu, a — półoś wielka orbity, τ — czas przed zderzeniem (zlaniem się) składników.

Natomiast amplituda h takich fal (bo tę właśnie wielkość mierzą detektory fal grawitacyjnych) jest równa

h = (GL_g/π²c³)^1/2)(1/f_gD)^1/2 ≈ 1,9×10^–36 (M/10¹⁵ kg)^5/3 (f_g/GHz)^2/3(pc/D),

gdzie

L_g — moc promieniowania fal grawitacyjnych, wyznaczana formułą L_g = (64G⁴/5c⁵)(M/a)⁵ ≈ 1,4×10¹⁶ W (M/10¹⁵)(f_g/GHz)^10/3,

D — odległość, w której znajduje się N układów podwójnych gwiazd preonowych.

Analizując tę relację, można stwierdzić, iż aktualnie istniejące rejestratory fal grawitacyjnych mają zbyt niską amplitudę progową detekcji, aby wykryć fale grawitacyjne pochodzące od układu podwójnego gwiazd preonowych (więcej informacji na temat istniejących i planowanych obserwatoriów promieniowania grawitacyjnego można znaleźć pod adresem: www.johnstonsarchive.net/relati­vi­ty/gwdtable.html). Jednakże planowane detektory trzeciej generacji, jak np. EURO (European Gravitational Wave Observatory), powinny być do tego zdolne.

Siły pływowe

Gwiazda preonowa, która znalazłaby się w Układzie Słonecznym, mogłaby przelecieć w okolicy Ziemi, a nawet wejść na jej orbitę (również na orbitę innej planety czy Słońca). W takim przypadku odczuwalibyśmy dodatkowe oddziaływanie grawitacyjne, które powodowałoby (podobnie jak oddziaływanie Księżyca) pływy na naszej planecie. Gdyby, przykładowo, gwiazda preonowa (o masie przybliżonej do masy Ziemi) znajdowała się w odległości ok. 200 000 km od naszej planety (czyli mniej więcej dwa razy bliżej niż Księżyc), to — w zależności od swojej masy — wywołałaby siły pływowe równe siłom pływowym generowanym przez Księżyc, a nawet sto razy większe. Natomiast gdyby taki obiekt zbliżył się na odległość 10 000 km, czyli znajdowałby się ok. 3,5 razy bliżej Ziemi niż jej orbita geostacjonarna, to wytworzyłby siły pływowe sto a nawet milion razy większe niż czyni to nasz naturalny satelita. Tak więc, w przypadku zaobserwowania anomalnie dużych przypływów na powierzchni naszej planety można rozpocząć poszukiwania gwiazdy preonowej.

Fale sejsmiczne

Może się zdarzyć, iż gwiazda preonowa, która zawędrowała do Układu Słonecznego, znajdzie się na kursie kolizyjnym z Ziemią. W przypadku zderzenia jest prawdopodobne, że taki obiekt przeleciałby na wylot przez naszą planetę, wzbudzając przy tym fale sejsmiczne. Obecnie sejsmolodzy potrafią odróżnić fale sejsmiczne powstałe w wyniku trzęsienia Ziemi od fal wywołanych innymi czynnikami, np. wybuchami jądrowymi. Wśród wszystkich rejestrowanych fal są również takie, dla których nie można wskazać przyczyny ich pochodzenia. Ponieważ fale sejsmiczne generowane przez tunelującą ziemski płaszcz gwiazdę preonową miałyby inny wzorzec niż fale wspomniane dwa zdania wcześniej, wobec tego w przypadku ich powtarzania się można by je zidentyfikować i próbować określić ich źródło. Gwiazdy preonowe dałoby się więc teoretycznie wykryć, badając uważnie i systematycznie ziemskie fale sejsmiczne, aczkolwiek detekcja takiego zjawiska jest bardzo mało prawdopodobna.

Inne obiekty zwarte

Do tej pory potwierdzono obserwacyjnie istnienie białych karłów, gwiazd neutronowych i (pośrednio) czarnych dziur. W kolejce do odkrycia czekają gwiazdy kwarkowe i gwiazdy dziwne (oraz ich hybrydy). Gwiazdy preonowe stanowią jeszcze bardziej hipotetyczne obiekty niż gwiazdy kwarkowe, ponieważ nie ma żadnej pewności, że istnieją cząstki, z których te obiekty miałyby być zbudowane. Jednakże gwiazdy preonowe nie są osamotnione w swojej podwójnej hipotetyczności. Teorie supersymetrii, rozszerzające Model Standardowy, zakładają istnienie wielu nowych fermionów, jak grawitino czy neutralino. Takie cząstki mogłyby tworzyć nowe klasy obiektów zwartych.

Gwiazdy pre-preonowe

Czy gwiazdy preonowe stanowią ostatnią możliwość uratowania się materii przed zapadnięciem do czarnej dziury? Czy mogą istnieć stabilne obiekty o jeszcze większej gęstości? Odpowiedź na to pytanie przychodzi ponownie od strony fizyki cząstek elementarnych i jest… pozytywna; naturalnie pozytywna warunkowo. Jeżeli bowiem preony nie stanowiłyby najgłębszej warstwy materii, lecz posiadałyby jakieś składniki, to teoria nie zabrania tymże składnikom grupować się w większe obiekty.

Dotyczy to wszystkich jeszcze głębszych poziomów materii, o coraz mniejszych rozmiarach, aż do skali Plancka.4 Oczywiście, z przyzwyczajenia oraz na bazie tradycji, takie obiekty również nazywalibyśmy gwiazdami, choć miałyby one mikroskopijne rozmiary.

Podsumowanie

Teorie preonów są rozwijane od lat siedemdziesiątych XX wieku. Dotychczas żaden eksperyment nie potwierdził istnienia tych cząstek. Pomysł gwiazd preonowych narodził się natomiast już w tym stuleciu. Wpadli na niego w 2004 roku Johan Hansson i Fredrik Sandin, fizycy szwedzcy pracujący w Lulea University of Technology, który to ośrodek jest aktualnie liderem badań nad gwiazdami preonowymi.

Koncepcja gwiazd preonowych prawdopodobnie jeszcze długo pozostanie jedynie naukowym wytworem wyobraźni. Mimo iż metody detekcji takich obiektów istnieją już dziś, to jedynie niepoprawni optymiści spodziewają się ich odkrycia w przewidywalnej przyszłości. Nieortodoksyjna idea gwiazd preonowych zakłada bowiem istnienie preonów. Do eksperymentalnego odkrycia tych cząstek nie wystarczy ani Wielki Zderzacz Hadronów (LHC), ani nawet planowane akceleratory kolejnej generacji. Preon jest takim drobiazgiem, przy którym neutrino staje się gigantem. Być może w LHC uda się natrafić na jakiś ślad preonów lub jakąś wskazówkę związaną z nimi, niemniej ich detekcja wymagałaby użycia tak wielkich energii, na które, zarówno ze względów technicznych jak i finansowych, ludzkość prawdopodobnie jeszcze długo nie będzie mogła sobie pozwolić. Jeżeli jednak kiedyś, w jakikolwiek sposób, nastąpi potwierdzenie ich egzystencji, to odkrycie to spowoduje daleko idące konsekwencje dla nauki. Nastąpi era nowej fizyki.