Si aprietas un puñado de arena en la mano, primero se compacta, pero luego comienza a resistirse: los granos ya no tienen dónde ir. En el interior de una estrella de neutrones ocurre algo parecido, solo que en lugar de granos de arena hay partículas elementales, y en lugar de la mano, una gravedad monstruosa. Las partículas obedecen el principio de exclusión de Pauli (la ley que prohíbe que dos partículas idénticas ocupen el mismo estado) y generan una presión fortísima simplemente porque se niegan a apiñarse. Esa presión es el escudo principal que impide que la estrella colapse en un agujero negro.

Pero no todo se reduce al "carácter" de las partículas. También interactúan entre sí: se atraen o se repelen, como pequeños imanes. De la fuerza de estas interacciones depende cuán elástica es la materia de la estrella, como un resorte que puede ser blando o rígido. Y a temperaturas muy bajas (que, aunque parezca extraño, es lo que ocurre en el interior de la estrella), las partículas pueden unirse en pares, como bailarines a los que les resulta más cómodo moverse juntos. Estos pares alteran ligeramente el panorama general de la presión, y su influencia es especialmente notable si en el centro de la estrella la materia se transforma en materia de quarks, una forma aún más densa y exótica.

Los autores del trabajo reunieron los tres efectos en una única ecuación de estado, una fórmula que relaciona presión y densidad. Luego introdujeron esta ecuación en los cálculos de la estructura estelar y la compararon con las observaciones astronómicas. Resultó que la presión cuántica de Pauli es la protagonista principal, las interacciones determinan la rigidez y las correlaciones de pares añaden matices sutiles pero importantes. Esto ayuda a explicar por qué algunas estrellas de neutrones, con la misma masa, tienen un radio ligeramente mayor y otras ligeramente menor, y cómo se relaciona esto con el misterioso comportamiento de la materia al borde de la física conocida.