Un cocinero prueba pequeños trozos de distintos bordes del plato e intenta reconstruir la receta de un plato complejo. Cada bocado da solo una pista del sabor y, además, las pruebas están un poco distorsionadas: a veces hay demasiada sal, a veces falta azúcar. De manera similar, los físicos nucleares estudian la materia dentro de las estrellas de neutrones, los objetos más densos del universo después de los agujeros negros. Estas estrellas tienen el tamaño de una ciudad, pero la masa del Sol, y están compuestas principalmente de neutrones apretados tan estrechamente que una cucharadita de su materia pesaría miles de millones de toneladas.

No es posible mirar directamente dentro de una estrella así. En su lugar, los científicos construyen modelos matemáticos que describen cómo se comporta la materia nuclear bajo presiones colosales. Estos modelos se denominan ecuación de estado. Pero el problema es que los cálculos a nivel microscópico siempre contienen ruido: errores aleatorios que se acumulan y distorsionan el panorama final. Los autores del trabajo han ideado una salida elegante: han creado el programa GPDiff, que actúa como un catador inteligente. Toma muchas "pruebas" imprecisas (resultados de cálculos complejos para diferentes combinaciones de protones y neutrones) y, mediante una técnica matemática especial (procesos gaussianos), las une en una superficie suave y coherente. Además, el programa no solo predice cuál será la presión a una densidad dada, sino que también sabe calcular derivadas, es decir, muestra cómo cambia rápidamente la presión si se aumenta ligeramente la densidad. Esto es importante porque las derivadas indican la rigidez de la materia: cuánto se resiste la estrella a la compresión.

En su primera prueba, los investigadores aplicaron GPDiff a cálculos de materia nuclear asimétrica, una mezcla de protones y neutrones donde hay más partículas de un tipo que del otro. Analizaron datos hasta densidades que duplican la densidad del núcleo atómico (la misma a la que los núcleos son estables). Y lograron no solo precisar cómo cambia la energía de simetría (el parámetro que explica la diferencia de comportamiento entre protones y neutrones), sino también determinar la densidad a la que la corteza de la estrella de neutrones se transforma en núcleo. Es como calcular exactamente el momento en que la masa deja de ser pegajosa y se vuelve elástica, pero a escala de un objeto cósmico.

La herramienta ha demostrado ser versátil: puede aplicarse también a la materia caliente que se genera en la fusión de estrellas de neutrones. Y lo más importante: por primera vez permite trasladar correctamente los errores de los cálculos microscópicos a las propiedades macroscópicas de las estrellas. Antes, los científicos a menudo especulaban sobre cuánto se podía confiar en una predicción u otra. Ahora tienen en sus manos no solo una receta, sino una receta con tolerancias indicadas, como en un buen libro de cocina donde dice: "sal: 5 gramos ± 0.2".