Un agujero negro tiene tres leyes, como un gas ideal. La primera: la energía no desaparece. La segunda: el área del horizonte de sucesos no disminuye. Y la tercera, la más caprichosa, exige que a temperatura cero la entropía (la medida del desorden) tienda a cero o a una constante universal. La famosa fórmula de Bekenstein-Hawking relaciona la entropía con el área del horizonte, pero cuando el agujero se enfría, el área no desaparece, y la tercera ley se resquebraja.
Los autores del trabajo vieron en esto no una sentencia, sino una pista. La aproximación semiclásica de la que se deriva la fórmula simplemente deja de funcionar a temperaturas muy bajas. Construyeron una nueva expresión para la entropía que se anula honestamente junto con la temperatura y que en el límite caliente regresa a la conocida ley del área. En el fondo hay una imagen de moneda: un agujero negro tiene N bits microscópicos, cada uno puede ser "cara" o "cruz", pero con una ligera inclinación a favor de la masa. Entonces la entropía es una medida de cuánto se diferencia esta distribución sesgada de una perfectamente simétrica.
La gran sorpresa está en los detalles. De la imagen microscópica surge un límite natural de masa: un agujero negro no puede ser más pesado que M₀ = √N · $M_P$, donde $M_P$ es la masa de Planck (unos 22 microgramos, el peso de una pestaña). Este techo controla esa inclinación de la "moneda". Y el área habitual del horizonte resulta ser solo el primer término, el más burdo, en un desarrollo en 1/N. Los demás términos son correcciones por la finitud de la información, que se desvanecen en el límite clásico.
La masa de Planck es de unos 22 microgramos. Es el peso de una pestaña, y sin embargo, en teoría, es de esos ladrillos de los que está hecho el límite de masa de todo un agujero negro.
La idea de un límite de masa para los agujeros negros recuerda al "colapso último" de la novela de Greg Egan "La escalera de Schild", donde las limitaciones físicas dictan el destino de civilizaciones enteras.