Qu es la materia oscura?El cosmos parece estar lleno de dos constituyentes invisibles: la materia oscura y la energa oscura, cuya existencia ha sido propuesta solamente sobre la base de sus efectos gravitatorios sobre la materia y energa ordinarias.En astrofsica y cosmologa fsica se llama materia oscura a la materia hipottica de composicin desconocida que no emite o refleja suficiente radiacin electromagntica para ser observada directamente con los medios tcnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, as como en las anisotropas del fondo csmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energa oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, as como la cosmologa del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayora de la masa en el Universo observable. Fritz Zwicky la utiliz por primera vez para declarar el fenmeno observado consistente con las observaciones de materia oscura como la velocidad rotacional de las galaxias y las velocidades orbitales de las galaxias en los cmulos, las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cmulos de galxias as como elCmulo Bala (1E 0657-56) y la distribucin de temperatura de gas caliente en galaxias y cmulos de galaxias. La materia oscura tambin juega un papel central en la formacin de estructuras y la evolucin de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropa de la radiacin de fondo de microondas. Todas estas lneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha ms materia que la que interacta con la radiacin electromagntica: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".LA COMPOSICIN DE LA MATERIA OSCURA se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partculas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronmicos como las estrellas enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partculas elementales llamadas colectivamente materia oscura no barinica.El componente de materia oscura tiene bastante ms masa que el componente "visible" del Universo. En el presente, la densidad de bariones ordinarios y la radiacin en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un tomo de hidrgeno por metro cbico de espacio. Slo aproximadamente el 5% de la densidad de energa total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se piensa que en torno al 23% est compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energa oscura, un componente incluso ms extrao, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia barinica difcil de detectar realiza una contribucin a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye slo una pequea porcin. Aun as, hay que tener en cuenta que del 5% de materia barinica estimada, la mitad de ella todava no se ha encontrado, por lo que se puede considerar materia oscura barinica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones que se supone debera haber y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cmulos de galaxias. Recientemente (mayo de 2008) el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos. Aplic el teorema de virial al cmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masas no visibles. Zwicky estim la masa total del cmulo basada en los movimientos de las galaxias cerca de su borde. Cuando compar esta masa estimada con una basada en el nmero de galaxias y con el brillo total del cmulo, encontr que haba unas 400 veces ms masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cmulo estara lejos de ser demasiado pequea para tal velocidad de rbita, con lo que se necesita algo adicional. Esto es conocido como el "problema de la masa desaparecida". Basndose en estas conclusiones, Zwicky infiri que tendra que haber alguna forma de materia no visible que proporcionara suficiente masa y gravedad para soportar el cmulo conjuntamente.Los datos de varias lneas de pruebas, como el problema de la rotacin de las galaxias, las lentes gravitacionales, la formacin de estructuras y la fraccin de bariones en cmulos y la abundancia de cmulos, combinada con pruebas independientes para la densidad barinica, indican que el 85-90% de la masa en el Universo no interacta con la fuerza electromagntica. Esta "materia oscura" Qu es la energa oscura?En cosmologa fsica, la energa oscura es una forma hipottica de materia que estara presente en todo el espacio, produciendo una presin negativa y que tiende a incrementar la aceleracin de la expansin del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva.1Asumir la existencia de la energa oscura es la manera ms frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar expandindose con aceleracin positiva. En el modelo estndar de la cosmologa, la energa oscura actualmente aporta casi tres cuartas partes de la masa-energa total del Universo.Dos posibles formas de la energa oscura son la constante cosmolgica, una densidad de energa constante que llena el espacio en forma homognea y campos escalares como la quinta esencia: campos dinmicos cuya densidad de energa puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio normalmente tambin se incluyen en la constante cosmolgica. Se piensa que la constante cosmolgica se origina en la energa del vaco. Los campos escalares que cambian con el espacio son difciles de distinguir de una constante cosmolgica porque los cambios pueden ser extremadamente lentos.Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy precisas de la expansin del Universo, para ver si la velocidad de expansin cambia con el tiempo. La tasa de expansin est parametrizada por la ecuacin de estado. La medicin de la ecuacin estado de la energa oscura es uno de los mayores retos de investigacin actual de la cosmologa fsica.Aadir la constante cosmolgica a la Mtrica de Friedman-Lematre-Robertson-Walker (FLRW) conduce al modelo Lambda-CDM, que se conoce como "modelo standard" de cosmologa debido a su coincidencia precisa con las observaciones.No se debe confundir la energa oscura con la materia oscura ya que, aunque ambas forman la mayor parte de la masa del Universo, la materia oscura es una forma de materia, mientras que la energa oscura es un campo que llena todo el espacio.En 1998 las observaciones de supernovas de tipo 1a muy lejanas, realizadas por parte del Supernova Cosmology Project en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el High-z Supernova Search Team, sugirieron que la expansin del Universo se estaba acelerando.3 4 Desde entonces, esta aceleracin se ha confirmado por varias fuentes independientes: medidas del fondo csmico de microondas, las lentes gravitacionales, nucleosntesis primigenia de elementos ligeros y la estructura a gran escala del Universo, as como una mejora en las medidas de las supernovas han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM.La naturaleza exacta de la energa oscura es una materia de especulacin. Se conoce que es muy homognea, no muy densa y no se conoce la interaccin con ninguna de las fuerzas fundamentales ms que la gravedad. Como no es muy densa, unos 1029 g/cm, es difcil de imaginar experimentos para detectarla en laboratorio. La energa oscura slo puede tener un profundo impacto en el Universo, ocupando el 70% de toda la energa, debido a que por el contrario llena uniformemente el espacio vaco. Los dos modelos principales son la quintaesencia y la constante cosmolgica.La consecuencia ms directa de la existencia de la energa oscura y la aceleracin del Universo es que ste es ms antiguo de lo que se crea. Si se calcula la edad del Universo con base en los datos actuales de la constante de Hubble (714 (km/s)/Mp), se obtiene una edad de 10.000 millones de aos, menor que la edad de las estrellas ms viejas que es posible observar en los cmulos globulares, lo que crea una paradoja insalvable. Los cosmlogos estiman que la aceleracin empez hace unos 9.000 millones de aos. Antes de eso, se pensaba que la expansin estaba ralentizndose, debido a la influencia atractiva de la materia oscura y los bariones. La densidad de materia oscura en un Universo en expansin desaparece ms rpidamente que la energa oscura y finalmente domina la energa oscura. Especficamente, cuando el volumen del Universo se dobla, la densidad de materia oscura se divide a la mitad pero la densidad de energa oscura casi permanece sin cambios (exactamente es constante en el caso de una constante cosmolgica). Teniendo en cuenta la energa oscura, la edad del Universo es de unos 13.700 millones de aos (de acuerdo con los datos del satlite WMAP en 2003), lo que resuelve la paradoja de la edad de las estrellas ms antiguas.e evidencia por su efecto gravitavional. Se han postulado varias categoras de materia oscura.QUE FENOMENO FISICO CAUSA LA ENERGIA OSCURA EN EL UNIVERSOEl problema a resolver es un fenmeno extrao e inesperado: la expansin del universo, a partir del Big Bang en que se origin, se acelera, en lugar de ir cada vez ms despacio, como cabra esperar de la materia proyectada por una explosin. As, las galaxias se estn separando unas de otras cada vez ms deprisa. Los primeros indicios de este fenmeno se observaron hace 10 aos, y la reaccin de los cientficos al principio se inclin ms bien hacia la incredulidad y la duda. Pero una dcada de nuevas mediciones, cada vez ms seguras, ha convencido a casi todos de que la aceleracin del universo es cierta, convirtindose en uno de los ms, si no el ms, candente reto de la cosmologa actual.Los expertos no tienen explicacin -aunque s varias teoras- sobre la causa de tan extrao fenmeno y se refieren a l con un apropiado calificativo: energa oscura. S son capaces de estimar que la energa oscura supone el 75% de la masa-energa total del universo, mientras que el 21% es la tambin bastante misteriosa materia oscura y slo el 4% es materia corriente, la que forma las galaxias, las estrellas, los planetas y todos los seres vivos."No slo no entendemos por qu hay esta aceleracin de la expansin, sino que algunas de las teoras con las que podramos explicarla indican que debera ser mucho mayor de lo que se observa", explica Beln Gavela, catedrtica de Fsica Terica de la Universidad Autnoma de Madrid (UAM) y una de las impulsoras del proyecto espaol, denominado PAU (siglas en ingls de Fsica del Universo Acelerado).Es posible que se trate de la llamada Constante Cosmolgica, un efecto gravitatorio que Einstein introdujo en su teora de la relatividad general y que luego descart. Pero tambin puede que esta gran teora no sea completamente exacta. "Nuestro objetivo es medir con gran precisin la aceleracin, y tal vez los datos permitan determinar qu explicacin terica es la correcta", contina Gavela.AGUJERO NEGROUHOYO NEGROes una regin finita delespacio en cuyo interior existe una concentracin de masa lo suficientemente elevada como para generar uncampo gravitatorio tal que ninguna partculamaterial, ni siquiera laluz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiacin, lo cual fue conjeturado porStephen Hawkingen los aos 70. La radiacin emitida por agujeros negros comoCygnus X-1no procede del propio agujero negro sino de su disco de acrecin.CUAL ES EL AGUJERO NEGRO MAS CERCANO A NUESTRA PALABRA Y A QUE DISTANCIA ESTADejando a un lado los agujeros negros supermasivos que suelen estar en el ncleo de las galaxias y cuya masa son de millones de veces nuestro Sol, el mayor agujero negro de masa estelar conocido hasta la fecha, se descubri el ao 2007 y fue denominado IC 10 X-1. Est en la galaxia enana IC 10 situada en la constelacin de Casiopea, a una distancia de 1,8 millones de aos luz (17 billones de kilmetros) de la Tierra, con una masa de entre 24 y 33 veces la de nuestro Sol.11Posteriormente, en abril de 2008, la revista Nature public un estudio realizado en la Universidad de Turku (Finlandia). Segn dicho estudio, un equipo de cientficos dirigido por Mauri Valtonen descubri un sistema binario, un blazar, llamado OJ 287, en la constelacin de Cncer. Tal sistema parece estar constituido por un agujero negro menor que orbita en torno a otro mayor, siendo la masa del mayor de 18.000 millones de veces la de nuestro Sol, lo que lo convierte en el mayor agujero negro conocido. Se supone que en cada intervalo de rotacin el agujero negro menor, que tiene una masa de 100 millones de soles, golpea la ergosfera del mayor dos veces, generndose un cusar. Situado a 3500 millones de aos luz de la Tierra,12 est relativamente cerca de la Tierra para ser un cusar.

Qu son las estrellas?El concepto de estrella no est muy delimitado, en principio, son astros que, por su tamao y fuerza de gravedad, han iniciado las reacciones de fusin nuclear del hidrgeno para convertirlo en helio, emitiendo mucha energa electromagntica y otras partculas, como el Sol. Tanta energa que a lo largo de su vida pierden una parte importante de su masa.Ahora bien, hay estrellas que despus de acabar con su hidrgeno han crecido mucho en volumen por cambio en la relacin de fuerzas de su composicin interna y se han convertido en gigantes rojas.Otras pasan por la fase de supernova o explosin, pasando a ser estrellas de neutrones.DE QUE ESTA COMPUESTA UNA ESTRELLADe qu estn hechas las estrellas?

Las estrellas estn hechas de gas muy caliente. Este gas es en su mayora hidrgeno y helio, los cuales son los dos elementos ms ligeros. Las estrellas brillan quemando hidrgeno para convertirlo en helio en sus ncleos, y ms tarde en sus vidas crean elementos ms pesados. La mayora de las estrellas tienen pequeas cantidades de elementos ms pesados como el carbono, nitrgeno, oxgeno y hierro, los cuales fueron creados por las estrellas que existieron antes que ellos. Despus de que a una estrella se le acaba el combustible, arroja mucho de su material de regreso hacia el espacio. Nuevas estrellas son formadas de este material. As que el material en las estrellas es reciclado.Tipos DE Estrellas 1. Sirio (Alpha Canis Majoris)La estrella ms brillante de todo el cielo nocturno. Situada ms al Sur del Ecuador celeste, a -16.7, es visible prcticamente desde todo el planeta. Blanca, con una magnitud de -1.5 y a una distancia de unos 8 aos-luz, es la principal estrella de la constelacin de Canis Major 2. Antares ( Scorpii)La ms brillante de la constelacin de Escorpio con magnitud aparente +1,09 y la decimosexta ms brillante del cielo nocturno. Junto con Aldebarn ( Tauri), Espiga ( Virginis) y Regulus ( Leonis) est entre las cuatro estrellas ms brillantes cerca de la eclptica.3. Arturo (Alpha Bootis)La cuarta estrella en el orden de brillo es la principal integrante de la constelacin de Bootes (el Boyero), visible en latitudes hasta 50 S, y es la ms brillante del Hemisferio Norte celeste, presentando una magnitud de -0.04. Se trata de una gigante naranja distante unos 37 aos luz, 4. Rigel (Beta Orionis)La sptima estrella ms brillante de todo el Cielo nocturno es un sistema estelar situado en la constelacin de Orin: Rgel (en la fotografa junto a la Nebulosa Cabeza de Bruja, de la constelacin del ro Eridano). Tiene una magnitud visual de +0.18 y la encontramos a unos 860 aos-luz del 5. Espiga o Spica (Alpha Virginis)Es la estrella ms brillante de la constelacin de Virgo y la decimoquinta ms brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +1,04, se encuentra a 260 aos luz del Sistema Solar 6. Aldebarn (Alfa Tauri)es la estrella ms brillante de la constelacin de Tauro (El Toro) y la decimotercera ms brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +0,85, es de color rojo anaranjado. Aunque visualmente parece ser el miembro ms brillante del cmulo abierto de la Hades 7. Betelgeuse (Alpha Orionis)La dcima ms brillante,, es la estrella Betelgeuse, una preciosa supergigante roja, que en su tamao mximo alcanzara ms all de la rbita de Marte, si la situramos en el lugar del Sol. Se identifica con el hombro derecho de Orin, Se calcula que est a una distancia en torno a los 640 aos 8. Vega (Alpha Lyrae)Quinta estrella ms brillante. Es la principal componente de Lyra, constelacin del verano boreal, visible hasta 40 S. Es una estrella blanca de la secuencia principal, lo que significa que an est transformando su hidrgeno en helio como consecuencia de la combustin. Junto con Altair (Alpha 9. Rigil Kentaurus (Alpha Centauri)La tercera estrella ms brillante es un sistema que consta de tres componentes, la principal de las cuales es una amarilla de magnitud -0.01, aunque considerando que el sistema no puede resolverse a simple vista, su magnitud conjunta de -0.29 la hacen ocupar este lugar. 10. Shaula (Lambda Scorpii)Es una estrella situada en la constelacin de Escorpio (El Escorpin). A pesar de su designacin Bayer Lambda (sexta letra del alfabeto griego) es, tras Antares ( Scorpii), el segundo punto ms brillante de la constelacin 11. Cstor ( Geminorum)Es la segunda estrella ms brillante de la constelacin de Gminis despus de Plux ( Geminorum). Junto con sta representa los dos gemelos celestiales que dan a la constelacin de Gminis su nombre (Gemini en latn significa los gemelos12. Altair (Alfa AquilaeEs la estrella ms brillante de la constelacin de Aquila (El guila). Los rabes, que tambin vean en esta constelacin una gran guila volando, la llamaron elnars-el-tair, de donde deriv el nombre de Altair. Ocupa el duodcimo lugar en orden de brillo entre todas las estrellas del cielo... 13. Adhara (psilon Canis Majoris)Es una estrella en la constelacin Canis Major de magnitud aparente +1,51.1 Posee la designacin Bayer psilon, quinta letra del alfabeto griego, a pesar de ser la segunda ms brillante en su constelacin y una de las ms brillantes del cielo nocturno Hadar o Agena, 14. Hadar o Agena,Situada a una distancia entre 350 y 392 aos luz , Hadar figura clasificada en los catlogos como una gigante blanco-azulada de magnitud absoluta -5,42,3 intrnsecamente mucho ms luminosa que Alfa Centauri pero 90 veces ms alejada que sta. Hadar es una estrella doble. 15. crux ( Crucis)crux ( Crucis) es la decimocuarta estrella ms brillante del cielo con magnitud aparente +0,77. Se encuentra a 325 aos luz del Sistema Solar en direccin de la constelacin de la Cruz del Sur. 16. Becrux o Mimosa ( Beta Crucis)La segunda ms brillante en la constelacin de la Cruz del Sur (Crux Australis) y la vigsima ms brillante del cielo nocturno 17. Achernar (Alpha Eridani)Es la novena estrella ms brillante del Cielo nocturno. Se constituye como la principal luminaria de la constelacin del ro Eridano, con magnitud +0.45. Situada a 144 aos-luz de distancia, es de color blanco-azulado, y no se observa desde latitudes superiores a los 30 N 18. Canopus (Alpha Carinae)La segunda estrella ms brillante, tras Sirio, con magnitud visual de -0.72. Es la principal componente de Carina (La quilla), y en las obras de Homero representa a Canopo, el piloto de la embarcacin del rey Menelao. 19. Capella (Alpha Aurigae)Es la estrella ms importante de la constelacin del Auriga (El Cochero) y, con magnitud +0.08, la sexta ms brillante de todo el cielo. Se trata se la estrella de primera magnitud ms cercana al Polo Norte Celeste, por lo que resulta imposible observarla desde latitudes inferiores a 40 S. 20. Fomalhaut ( (Alpha Piscis Austrini)Es una estrella de magnitud aparente +1,16, la ms brillante de la constelacin Piscis Austrinus (El Pez Austral) y una de las estrellas ms brillantes en el cielo nocturno. Enana Roja. Es una estrella pequea y relativamente fra de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardo o M. Este tipo forma la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y dimetro inferiores a una tercera parte de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3.500 K.CaractersticasLas enanas rojas son estrellas de muy baja masa, inferior al 40% de la masa del Sol.Su temperatura interior es relativamente baja y la energa se genera a un ritmo lento por la fusin nuclear de hidrgeno en helio a travs de la cadena protn-protn. Por consiguiente, estas estrellas emiten poca luz, con una luminosidad que en algunos casos apenas alcanza 1/10.000 de la luminosidad solar. Incluso la enana roja ms grande tiene slo un 10% de la luminosidad del SolLas enanas rojas son pequeas estrellas rojas. Estas estrellas entre los ms pequeos como enanas blancas, estrellas de neutrones y las enanas marrones no consumen combustible nuclear. La masa de las enanas rojas es entre 0,08 y 0,8 masas solares. Una temperatura de la superficie entre 2500 y 5000 K les da un color rojo. Debido a su pequea masa enanas rojas queman hidrgeno lentamente y por lo tanto tienen una vida til muy larga, se estima entre diez y un ao 000 mil millones. Se contraen y calentar lentamente hasta que todo su hidrgeno se consume. Las enanas rojas son probablemente las estrellas ms abundantes en el universo.Gigante azulEn astronoma se denomina gigante azul (blue giant en ingls) a las estrellas de tipo espectral O o B y clase de luminosidad III (clase de las gigantes). En el diagrama de Hertzsprung-Russell estas estrellas se encuentran en la parte superior izquierda dada su alta luminosidad y su tipo espectral temprano (es decir, su alta temperatura superficial).Caractersticas fsicasLas gigantes azules son estrellas de tipo espectral O o B, muy luminosas, que alcanzan magnitudes absolutas de -5, -6 e incluso mayores. Dada su elevada temperatura superficial -incluso de ms de 50.000 K-, buena parte de su radiacin se emite en la regin del ultravioleta del espectro electromagntico y brillan con un color blanco-azulado. Se encuentran en una fase evolutiva de corta duracin, habiendo finalizado la fusin del hidrgeno, y yendo hacia una etapa de expansin y enfriamiento que les llevar a convertirse en gigantes rojas. Son estrellas masivas de vida muy corta -del orden de decenas o cientos de millones de aos-, y la teora actual de la evolucin estelar predice que en su mayor parte finalizarn su vida como supernovas.Dada su corta vida comparada con estrellas de menor masa como el Sol, a menudo se las encuentra cerca de nebulosas brillantes y/o formando parte de asociaciones estelares o cmulos abiertos jvenes.Las gigantes azules no deben ser confundidas con las supergigantes azules, como Rigel A ( Orionis), ni con las estrellas azules de secuencia principal, como Rgulo A ( Leonis).para que una estrella evolucionada mantenga un color azul su temperatura inicial debe haber sido muy alta. Las gigantes azules son, por tanto, descendientes no muy lejanos de estrellas de alta masa. Al ser estrellas de alta masa, de las que hay pocas y evolucionan muy rpido, la fase de gigante azul es breve y poco comn.HadrnUn hadrn (del griego , hadrs, "denso") es una partcula subatmica formada por quarks que permanecen unidos debido a la interaccin nuclear fuerte entre ellos. Antes de la postulacin del modelo de quarks se defina a los hadrones como aquellas partculas que eran sensibles a la interaccin fuerte.Como todas las partculas subatmicas, los hadrones tienen nmeros cunticos correspondientes a las representaciones del grupo de Poincar: JPC(m), donde J es el espn, P la paridad, C la paridad C, y m la masa. Adems pueden llevar nmeros cunticos de sabor como el isoespn, extraeza, etc.FerminUn fermin, llamado as en honor al clebre cientfico italiano Enrico Fermi, es uno de los dos tipos bsicos de partculas que existen en la naturaleza (el otro tipo son los bosones). Los fermiones se caracterizan por tener espn semi-entero (1/2, 3/2, ...). En el modelo estndar existen dos tipos de fermiones fundamentales, los quarks y los leptones. En el modelo estndar de fsica de partculas los fermiones se consideran los constituyentes bsicos de la materia, que interactan entre ellos va bosones de gauge.Los fermiones son partculas que tienen espn semi entero, y por lo tanto se ven limitadas por el principio de exclusin de Pauli. Las partculas con espn entero se llaman bosones. Fermiones son los electrones, los protones, y los neutrones. La funcin de onda que describe una coleccin de fermiones, debe ser antisimtrica con respecto al intercambio de partculas idnticas, mientras que la funcin de onda para una coleccin de bosones es simtrica.El hecho de que los electrones sean fermiones, es fundamental en la construccin de la tabla peridica de los elementos, ya que slo puede haber un electrn por cada estado en un tomo, (un solo electrn para cada conjunto posible de nmeros cunticos). La naturaleza ferminica de los electrones, tambin regula el comportamiento de los electrones en un metal, en donde a temperaturas bajas, se llenan todos los estados de baja energa hasta un nivel llamado energa de Fermi. Este relleno de los estados, est descrito por las estadsticas de Fermi-Dirac.Los BosonesLos bosones son partculas que tienen espn entero, y que por lo tanto no se ven limitados por el principio de exclusin de Pauli, como los fermiones de espn semi-entero. La distribucin de energa de los bosones es descrita por las estadsticas de Bose-Einstein. La funcin de onda que describe una coleccin de bosones, debe ser simtrica con respecto al intercambio de partculas idnticas, mientras que la funcin de onda para una coleccin de fermiones, es antisimtrica. A bajas temperaturas, los bosones se comportan de manera muy diferente a los fermiones, debido a que un nmero ilimitado de ellos, pueden recolectarse en el mismo estado energtico. La coleccin en un estado simple se llama condensacin, o condensacin de Bose-Einstein. . Es responsable del fenmeno de la superfluidez del helio lquido. Las partculas acopladas tambin pueden actuar eficazmente como bosones. En la teora BCS de la superconductividad, los pares acoplados de electrones actuan como bosones, y se condensan en un estado que demuestra cero resistencia elctrica.

Los bosones incluyen a los fotones, y la caracterizacin de los fotones como partculas con energa dependiente de la frecuencia, dada por la frmula de Planck, le permiti a Planck aplicar las estadsticas de Bose-Einstein, para explicar la radiacin trmica de una cavidad caliente.