La ecuación de estado nuclear

Describiendo cómo se comporta la materia nuclear a distintas temperaturas y presiones, esta ecuación deja entrever las nuevas fases de la materia y las condiciones en el interior de una supernova o durante la gran explosión.

No hay estructura en la Tierra capaz de resistir la fuerza de una estrella que explota y, si pudiera reproducirse con éxito la gran explosión (Big Bang), ello destruiría toda la materia que conocemos, incluidos los propios experimentadores. Astrofísicos y cosmólogos deben, pues, complementar la observación con hipótesis sobre el comportamiento de la materia sometida a presiones extremas y a temperaturas y densidades elevadas. La materia en tales condiciones puede resultar bastante exótica, quizá sólo consistente en un gran número de quarks libres. No obstante, valiéndose de potentes aceleradores y refinados modelos teóricos, los físicos de los principales centros de investigación mundiales están examinando cuantitativamente esta materia ultradensa, y en particular analizan su ecuación de estado nuclear.

Una ecuación de estado expone cómo varía la presión de la materia en distintos regímenes de densidad y de temperatura. En el mundo más accesible a nuestros sentidos, la ecuación detalla el comportamiento macroscópico de los cuatro estados, o fases, de la materia. Así, al nivel del mar, a la presión de una atmósfera normalizada, el agua se solidifica al enfriarse bajo cero grados Celsius y se convierte en vapor al rebasar los 100 grados C. A temperaturas todavía mayores, el vapor de agua se disocia en sus iones constitutivos de hidrógeno y oxígeno o los electrones se desprenden de sus átomos, formando un estado que se denomina plasma.

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