Un milímetro cúbico de materia nuclear pesa 229 000 toneladas, y dentro de él dos protones vecinos se empujan con 58 newtons — el peso de un niño de seis años, sobre una partícula. Que el núcleo aguante eso es el hecho del que sale todo lo demás: la energía de una central, el calor del centro de la Tierra, el brillo del Sol y la mitad de los elementos de la tabla periódica. Este sitio cubre el núcleo como sistema ligado en tres niveles de profundidad — primero las ideas con números de verdad, luego la física nuclear de la carrera, y al final el segundo ciclo en serio — con visualizaciones que calculan a partir de tablas de masas reales, ejemplos por todas partes y ejercicios resueltos.
Sexto sitio público del programa Fisicario — la Licenciatura en Física, sitio a sitio. Hermano de Fotonario, Particulario, Mecanario y Termario.
Dónde acaba este sitio y empieza Particulario. Particulario lleva 111 artículos sobre física de partículas, y la frontera entre los dos sitios es real: Nucleario cubre el núcleo como sistema ligado — masas, tamaños, estructura, reacciones, desintegraciones y aplicaciones—, y Particulario cubre el zoo de partículas y el Modelo Estándar. Aquí un protón y un neutrón son las piezas con las que se construye; qué hay dentro de ellos es otro sitio.
En la práctica: cuando este curso necesite la fuerza débil, el neutrino, la razón cuántica de que una desintegración sea exponencial o cómo funciona un detector, enlaza en vez de reescribirlo. Lo que Nucleario no hace es contar otra vez el Modelo Estándar con peor detalle.
Qué es un núcleo y qué se puede entender de él con álgebra de instituto y números de verdad: cuánta energía guarda y por qué, qué significa exactamente una vida media, en qué se diferencia un becquerelio de un sievert, qué pasó de verdad en Chernóbil y en Fukushima, y de dónde salió físicamente cada átomo de los que estás hecho. Sin derivadas ni integrales, y sin una sola analogía que haya que desaprender en el Nivel II.
Un milímetro cúbico de materia nuclear pesa 229 000 toneladas. De ahí arranca todo: qué hay dentro del núcleo, por qué no se deshace pese a que sus protones se repelen con 58 newtons, de dónde sale la energía nuclear con las cuentas hechas, qué mide un becquerelio y qué mide un sievert, y por qué el fondo del pozo de la energía no es el hierro-56 sino el níquel-62.
La dosis que mata a la mitad de quien la recibe son 280 julios: un tercio de lo que suelta una taza de café al enfriarse un grado. De ahí sale todo: por qué el daño no está en la energía sino en el tamaño del paquete, qué le hace a un tejido una alfa que no le hace un gamma, cómo se pasa del gray al sievert y dónde deja de significar algo, por qué el radón del sótano da más dosis que todo lo demás junto, y cómo se cura con 74 grays lo que con 4 mataría.
Un neutrón de fisión sale a 19 600 km/s y no sirve de nada hasta que baja a 2200 m/s: un reactor es, antes que nada, una máquina de frenar neutrones. De ahí sale todo: por qué el agua ligera obliga a enriquecer el uranio y el agua pesada no, qué mide k y por qué un reactor se para solo cuando se calienta, por qué apretar el botón rojo deja 181 megavatios encendidos, cuántas toneladas hay entre la mina y el almacén, y qué pasó de verdad en Three Mile Island, Chernóbil y Fukushima, que no se parecen en casi nada.
El Sol convierte 4,26 millones de toneladas de masa en energía cada segundo y, kilo a kilo, produce 2500 veces menos calor que tú. De ahí sale todo: por qué una reacción imposible a 15,7 millones de kelvin ocurre igualmente, dónde se fabricó cada átomo que te forma y por qué el oro necesitó una colisión de estrellas de neutrones, cómo se data con carbono-14 y con uranio-plomo y qué tres hipótesis sostienen esos relojes, y los dieciséis reactores nucleares que funcionaron solos en Oklo hace 1700 millones de años, en ciclos de media hora.
La física nuclear del primer ciclo, calibrada contra Krane, «Introductory Nuclear Physics»: lo que se mide de un núcleo, la fuerza que lo une, los modelos que ordenan los datos y las tres desintegraciones tratadas en serio. Exige derivadas y parciales, integrales, y la mecánica cuántica de un primer curso — pozos, barreras, momento angular y perturbaciones.
Lo que se mide de un núcleo antes de explicarlo: masas y energías de separación por espectrometría, radios de carga y de materia por dispersión de electrones y factores de forma, espín y paridad, momento dipolar magnético y momento cuadrupolar eléctrico. Y la sistemática de abundancias que ya delata los números mágicos sin haberlos explicado.
El único estado ligado de dos nucleones, usado como laboratorio: por qué está ligado por sólo 2,22 MeV y por qué no existe el dineutrón. Dispersión nucleón-nucleón a baja energía, longitud de dispersión y alcance efectivo. Dependencia de espín e isospín, y la fuerza tensorial que exige el cuadrupolo eléctrico no nulo del deuterón.
La gota líquida y la fórmula semiempírica de masas ajustada a los datos de verdad, con sus cinco términos y lo que cada uno acierta. El gas de Fermi y de dónde sale el término de asimetría. El modelo de capas con acoplamiento espín-órbita, y por qué los números mágicos son 2, 8, 20, 28, 50, 82 y 126. El modelo colectivo: rotaciones y vibraciones.
Sistemática del valor Q, penetración de barrera de Gamow y la ley de Geiger-Nuttall, que ordena veinticuatro órdenes de magnitud de vidas medias con dos parámetros. Desintegración β⁻, β⁺ y captura electrónica; la teoría de Fermi, el gráfico de Kurie y la masa del neutrino; reglas de selección de Fermi y Gamow-Teller y la clasificación por vidas comparadas ft.
Multipolaridad, reglas de selección y estimaciones de Weisskopf; conversión interna y el efecto Mössbauer, que mide desplazamientos de energía de una parte en 10¹². Cinemática de reacciones y valor Q, secciones eficaces y su medida, resonancias de Breit-Wigner, y la frontera entre el núcleo compuesto y las reacciones directas.
La materia del segundo ciclo y sus fronteras, con Povh «Particles and Nuclei», Wong «Introductory Nuclear Physics» (nivel de posgrado) y Bertulani «Nuclear Physics in a Nutshell»: estructura con interacción residual, materia nuclear y su ecuación de estado, fisión cuantitativa, astrofísica nuclear, y el punto donde el núcleo deja de ser un sistema de nucleones y empieza a ser un sistema de quarks.
Lo que el modelo de capas de libro deja fuera: interacción residual y apareamiento, la teoría BCS aplicada al núcleo y de dónde sale el gap. Deformación y esquema de Nilsson, bandas rotacionales, backbending y coexistencia de formas. El cálculo de estructura como problema de muchos cuerpos, no como diagrama de niveles.
Campo medio de Hartree-Fock con fuerzas de Skyrme, saturación y compresibilidad, y la energía de simetría con su pendiente L. La ecuación de estado que decide la masa máxima de una estrella de neutrones, y las dos medidas que la acorralan: los púlsares de dos masas solares y la deformabilidad de marea de GW170817.
Barreras de fisión con correcciones de capa por el método de Strutinsky, fisión espontánea, isómeros de fisión y la isla de estabilidad de los superpesados. Tasas de reacción termonucleares, factor S astrofísico y penetrabilidad, y los procesos s, r y rp con la pregunta abierta de dónde ocurre de verdad el proceso r.
Dispersión inelástica profunda sobre núcleos y el efecto EMC, que dice que un nucleón dentro de un núcleo no es el mismo nucleón. Hipernúcleos y el grado de libertad de extrañeza. Materia hadrónica caliente y densa, y el punto exacto donde termina Nucleario y empieza Particulario.