Una enana blanca es el antiguo núcleo de una estrella como el Sol, comprimido hasta el tamaño de la Tierra. Una cucharadita de su materia pesaría varias toneladas. Una estrella de neutrones es un resto aún más denso: una ciudad del tamaño de Manhattan, pero con una masa mayor que la del Sol. Ambos objetos parecen diferentes, pero entre ellos hay un puente: cuando una enana blanca gana masa, su materia se transforma gradualmente en materia de neutrones.
Los físicos han estudiado este puente con un modelo unificado. Dentro de una enana blanca, los núcleos atómicos (por ejemplo, de helio, carbono u oxígeno) se asientan en los nodos de una red cristalina, como naranjas en una caja. En una estrella de neutrones, la red desaparece: los núcleos se fusionan en un fluido superdenso homogéneo. El modelo rastrea cómo un estado se convierte en el otro y calcula las masas límite. Para enanas blancas de helio, el límite es de aproximadamente 1,4 masas solares; para las de carbono, de aproximadamente 1,0.
Esta descripción unificada, desde la enana blanca hasta la estrella de neutrones, es necesaria para calcular las fusiones de estos objetos. Cuando una enana blanca y una estrella de neutrones colisionan, se generan ondas gravitacionales y destellos de luz. El modelo unificado proporciona ecuaciones de estado precisas de la materia, sin las cuales no se podría simular tal cataclismo.
Una enana blanca del tamaño de la Tierra puede ser más densa que una estrella de neutrones del tamaño de una ciudad: todo depende de cuánta masa haya acumulado de una estrella vecina.