Una enana blanca es el núcleo enfriado de una estrella como el Sol. Su destino lo decide la masa: existe un límite claro, el de Chandrasekhar (alrededor de 1,4 masas solares), más allá del cual la estrella se contrae aún más. En este trabajo, los científicos construyeron un modelo de enana blanca de carbono fría y le añadieron una diminuta corrección procedente de la gravedad cuántica de bucles, una teoría en la que el propio espacio está formado por «átomos» discretos.
La gran sorpresa la protagonizó el parámetro que controla la amplitud de la corrección cuántica. Al aumentarlo, la parte masiva de la secuencia de equilibrio se desplazaba hacia arriba y la masa límite crecía: de 1,39 a 1,69–1,71 masas solares. Y lo más llamativo: la materia en el interior de la estrella no se volvía más rígida; solo cambiaba la geometría en la que existe.
El segundo parámetro, la asimetría entre las dos masas de la geometría, afectaba a la forma de la métrica cerca de la región de transición, pero casi no influía en las magnitudes observables principales: la masa máxima variaba menos del 0,1% y el radio, menos del 0,33%. El cálculo separó claramente los roles: un parámetro es responsable de desplazar la masa y el radio más allá del límite clásico, mientras que el segundo solo produce una sutil asimetría en la región de baja compacidad. Y es precisamente en esa región donde viven las enanas blancas.
El límite de Chandrasekhar para una enana blanca es de aproximadamente 1,4 masas solares, lo que equivale a unos 2,8 nonillones (2,8×10²⁷) de toneladas. Una cucharadita de materia de una enana blanca pesaría en la Tierra varias toneladas.