«M»

Magma:
roca fundida formada debajo de la superficie de un planeta.

Magnetocola:
extensión hinchada y en forma de corriente de la magnetosfera de la Tierra o de otro planeta, formada en el lado oscuro del planeta por la acción del viento solar.

Magnetómetro:
dispositivo para medir la intensidad y la dirección de un campo magnético.

Magnetopausa:
frontera bien definida entre la magnetocálida de un planeta y su magnetosfera.

Magnetosfera:
la región del espacio en torno a un objeto en que el campo magnético (p. ej., una estrella o un planeta) es la influencia magnética dominante; la magnetosfera está limitada por la magnetopausa.

Magnitud:
designación del brillo o luminosidad de un objeto con relación a la de otros objetos; la magnitud aparente se refiere al brillo observado, la magnitud absoluta al brillo hipotético de un objeto a una distancia estándar de unos 32,6 años luz. Por costumbre, la magnitud absoluta se usa en astronomía como una indicación de la luminosidad real de un objeto.

Magnitud aparente:
escala de brillos aparentes introducida por Hiparco en el siglo II a.C. Las estrellas más brillantes del cielo son designadas como de primera magnitud y las más débiles visibles a simple vista, de sexta magnitud. Desde mediados del siglo XIX la escala de magnitudes se cuantificó asignándosele exactamente un factor 100 en brillo aparente a una diferencia de cinco magnitudes, en el sentido de que una estrella de sexta magnitud es cien veces más débil que una de primera. Con los telescopios modernos se pueden observar estrellas hasta de una magnitud 25. El telescopio espacial Hubble detecta estrellas de sobre magnitud 28.

Magnitud absoluta:
magnitud que tendría una estrella si estuviese situada a 10 parsecs de distancia.

Manchas solares:
regiones más frías y oscuras de las superficie del Sol, en las cuales el campo magnético se encuentra por sobre la superficie solar.

Manto:
capa de un planeta situada entre el núcleo exterior y la corteza.

Marco de referencia:
posición desde la que son observados los objetos.

Mare, maria:
del latín que significa «mar»; llanuras bajas de la Luna.

Marea:
cambio en la forma de un cuerpo a resultas del tirón gravitatorio de otro.

Máser:
acrónimo de microwave amplification by stimulated emission of radiation, amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación; dispositivo u objeto celeste que excita las moléculas a producir un estrecho haz de ondas de radio de una cierta longitud de onda.

Masa:
medida de la cantidad total de materia en un objeto, determinada ya sea por su gravedad o por su tendencia a resistirse a la aceleración.

Masa del electrón; m_e:
se reconoce matemáticamente de la siguiente manera:

Masa de la Tierra; M:

Masa de Planck:
ver constante de Planck.

Masa faltante:
masa cósmica hipotética que algunos científicos citan como necesaria para que el universo tenga la densidad crítica de materia, con un equilibrio exacto entre energía gravitacional y energía cinética de expansión, que da un resultado de omega= l. Se le llama masa faltante por que representa unas diez veces la cantidad de masa que en realidad se ha detectado mediante cualquier método, incluyendo los estudios de efectos gravitacionales. (Ver universo cerrado; densidad de masa crítica; materia oscura.)

Masa solar; M: unidad de masa equivalente a la del Sol. Una masa solar = 1M = 1,99 x 10³³g.

Materia:
categoría de todas las partículas fermiones, como opuestas a las antipartículas; puede referirse tanto a la materia como a la antimateria.

Materia degenerada:
gas en el cual los electrones libres (o los neutrones libres) están en el estado de máxima densidad permitido por las leyes de la mecánica cuántica. La densidad es extraordinariamente alta (una tonelada por centímetro cúbico para un gas de electrones degenerados y mil millones de toneladas por centímetros cúbicos para un gas de neutrones degenerados). La presión en un gas degenerado no depende de la temperatura sino sólo de su densidad. Un gas degenerado de electrones suministra la presión necesaria para sostener una enana blanca contra el colapso gravitacional; un gas degenerado de neutrones soporta a una estrella de neutrones (púlsar o pulsar).

Materia oscura:
la materia del universo que detectamos por sus influencias gravitacionales, pero que no podemos ver. La materia oscura con una menor velocidad aleatoria y que se concentra fácilmente por la gravedad se denomina materia oscura fría. La materia oscura caliente posee una mayor velocidad aleatoria y, por lo tanto, es capaz de resistir las irregularidades gravitacionales. Los modelos recientes que explican él diseño observado de la aglomeración galáctica pueden, en parte, caracterizarse por si invocan la materia oscura fría o la materia oscura caliente. En todo caso, como no sabemos lo que es la materia oscura, no disponemos de evidencia directas de si es fría o caliente.

Más información sobre la materia oscura:

Materia-radiación:
la correcta aplicación de la termodinámica al conjunto del universo, se convierte, una vez comprendida, en un poderoso instrumento conceptual y de cálculo. Aplicando este enfoque termodinámico al universo tal como aparece hoy, los físicos no hacen sino considerar todo cuanto hay en el universo, como un gas que lo llenase todo. Dicho gas está compuesto por dos elementos importantes.
El primer elemento es la materia: las galaxias, las estrellas y toda la materia oscura invisible (básicamente un «gas» de objetos de gran masa que no se mueve mucho). Este gas de materia es «frío» (tiene temperatura cero) porque la temperatura nos indica la energía media del movimiento aleatorio.
El segundo componente del universo es la radiación: el gas de fotones micro-ondulares de fondo que descubrieron Penzías y Wilson.
¿Cuál de estos dos componentes, materia y radiación, domina la densidad de masa universal? La respuesta es importante, porque, según la teoría de la gravedad de Einstein, la densidad de masa del universo determina su índice de expansión: cuanto mayor es la densidad de masa, más lenta es la expansión. Sí calculamos la aportación de la materia a la densidad de la masa universal de hoy y la comparamos con la densidad de masa-energía del gas de fotones, vemos que la densidad de la materia es, por lo menos, mil veces mayor: en el universo domina la materia, no la radiación. De ello se deduce que la dinámica gravitatoria universal de hoy (la expansión) la controla el contenido de materia, no el de radiación.
Aunque la materia domine hoy claramente la densidad energética del universo, el elemento dominante que controlaba la dinámica de la expansión en el pasado lejano, durante el período de la gran explosión, era la radiación. ¿Cómo sabemos eso? Porque sí retrocedemos en el tiempo, el universo se contrae, calienta el gas de partículas que hay en él y eleva la temperatura. La densidad energética de la materia aumenta, pero la densidad de la energía de radiación aumenta más y acaba superando en densidad energética a la materia.

Meandro:
curva en forma de bucle o rizo formada por la acción del agua, como en el canal de un río.

Mecánica celeste:
estudio de los movimientos e interacciones de los objetos astronómicos.

Mecánica cuántica:
la teoría que explica el comportamiento dual de la materia, similar a las partículas y similar a las ondas, y el carácter probabilista de la naturaleza. Según la mecánica cuántica, es imposible disponer de información completa y precisa acerca del estado de un sistema físico, tal como no puede localizarse una onda en un solo punto en el espacio, puesto que se extiende a muchos puntos. Esta incertidumbre constituye un aspecto intrínseco del sistema o partícula, no un reflejo de nuestra incapacidad para medir con exactitud. Por consiguiente, los sistemas físicos deben describirse en términos de probabilidades. Por ejemplo, en un amplio conjunto de átomos de uranio, es posible predecir en forma exacta qué fracción de estos átomos se desintegrará en forma radiactiva durante los siguientes sesenta minutos, pero es imposible predecir cuáles de ellos lo harán. Otro ejemplo: no se puede localizar a un electrón con una velocidad bien conocida en una pequeña región del espacio, pues aquél se comporta como si ocupase muchos lugares diferentes al mismo tiempo. Se podría ver la existencia de cualquier sistema físico -por ejemplo, un átomo- como la combinación de todos sus estados posibles, cada uno de los cuales posee una cierta probabilidad. La teoría cuántica ha logrado explicar en forma extremadamente satisfactoria el comportamiento de la naturaleza en el nivel subatómico, aun cuando muchos de sus resultados atentan contra nuestra intuición basada en el sentido común. (Ver interpretación de Copenhague de la mecánica cuántica; interpretación de múltiples mundos de la mecánica cuántica; principio de la incertidumbre; función de onda.)

Mecánica estadística:
para una mejor comprensión de la mecánica estadística, imaginemos un gas atrapado en un recipiente con volumen, presión y temperatura definidos (propiedades macroscópicas que caracterizan el estado del gas). Las leyes físicas de la termodinámica que relacionan entre sí esas propiedades macroscópicas del gas las desentrañaron ya los físicos del siglo pasado. Pero hasta que los físicos adoptaron un enfoque más profundo, no se reconoció el importante papel de estas leyes termodinámicas.
Para adoptar ese enfoque más profundo hemos de recordar que los gases no son los medios homogéneos que superficialmente parecen ser sino que consisten, en realidad, en un inmenso número de partículas que saltan de un lado a otro chocando entre sí o con las paredes del recipiente que los contiene. Los físicos dedujeron matemáticamente las leyes previas de la termodinámica considerando que cada una de las partículas obedecía las leyes mecánicas newtonianas del movimiento y utilizando un método de promedio respecto al movimiento de todas las partículas. Este nuevo procedimiento, denominado «mecánica estadística» aportó una visión nueva y profunda del carácter de las propiedades colectivas de la materia. Por ejemplo, según la mecánica estadística, la temperatura de un gas es proporcional a la energía media de movimiento de todas las partículas (cuanto más de prisa se mueven las partículas, mayor es la temperatura) y su presión es proporcional a su momento medio. De este modo, puede considerarse que las variables macroscópicas que describen un gas miden las propiedades colectivas de todas las partículas del gas.

Mecánica newtoniana:
el hecho de que el universo esté regido por simples leyes naturales es un hecho notable, profundo y absurdo a primera vista. ¿Cómo pueden la vasta variedad de la naturaleza, la multitud de objetos y procesos, estar todos sometidos a unas cuantas leyes simples y universales? Isaac Newton halló la respuesta. Supo hacer por vez primera, al formular su mecánica, una clara distinción conceptual entre las «condiciones iniciales» de un sistema físico y «las leyes del movimiento». Si se nos dan las condiciones de un sistema físico, como las condiciones y momentos de miles de millones de partículas, condiciones que podrían complicarse arbitrariamente, las leyes del movimiento determinan exactamente el desarrollo posterior del sistema en el tiempo. El mundo quedó así dividido en dos componentes: las condiciones iniciales, que representaban la complicada situación del mundo, y la simples leyes universales que determinaban su desarrollo posterior. Pocas veces ha tenido una idea consecuencias tan profundas y de tan largo alcance.
Newton y sus sucesores aplicaron con éxito creciente estas leyes del movimiento y de la gravedad a los movimientos de la Luna, los planetas y los cometas. El ámbito de la ley de la gravitación universal se extendió incluso a las estrellas lejanas, a través de los estudios de sistemas estelares binarios de William Herschel, Al ver que la física newtoniana describía el movimiento del firmamento, los físicos se convencieron de que los métodos matemáticos basados en leyes naturales y universales se convertirían en el Instrumento conceptual más poderoso para la investigación del cosmos. Ese convencimiento quedó ratificado espectacularmente en 1846, al descubrirse un nuevo planeta, Neptuno, a partir de los estudios matemáticos de perturbaciones en la órbita de Urano que predecían su emplazamiento.
La universalidad de las leyes naturales y la unidad del universo recibió posteriormente una bella confirmación, cuando William Huggings desarrolló la espectroscopia estelar visual y cuando Henry Draper fotografió el espectro de absorción de hidrógeno de la estrella Alfa Lira (Vega), el 1 de agosto de 1872.

Medición de gravedad:
corresponde a las medidas de los campos gravitatorios. Las variaciones que se producen en las mediciones están dadas por las diferentes densidades que se detectan en las rocas.

Medio interestelar:
identificación de los gases y polvo que cohabitan en los espacios entre estrellas en las galaxias. Su distribución no es uniforme en el espacio, pero se cree que en los inicios tuvo una estructura única.

Megaparsec; MPC:
unidad de distancia que equivale a un millón de parsecs.

Megatón:
una unidad de energía que se usa para describir cabezas atómicas nucleares. La energía de un megatón es equivalente a la de un millón de toneladas de TNT.

1 megatón = 4 x 10¹⁶ ergs = 4 x 10⁹ joules.

Meridiano:
línea imaginaria norte-sur en el cielo, sobre cualquier punto en la superficie de un planeta.

Mesones:
hadrones con espín igual a un entero.

Mesón pi:
véase Pión.

Metales:
en astronomía, todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, que son los dos más livianos.

Meteoro:
pequeño cuerpo metálico o rocoso encontrado en el espacio. Un meteoro que entre en la atmósfera de un planeta recibe el nombre de meteorito. Los meteoritos arden a menudo en la atmósfera, aunque los más grandes pueden alcanzar la superficie.

Meteoroide:
un cuerpo pequeño metálico o rocoso que se halla en el espacio. Un meteoroide que penetra la atmósfera de un planeta se llama meteoro. Los meteoros a menudo se queman en la atmósfera; aquellos que alcanzan la superficie se conocen como meteoritos.

Método de paralaje:
a pesar de sus muchas concepciones erróneas sobre la estructura a gran escala del universo, los astrónomos de los siglos XVIII y XIX realizaron muchas observaciones importantes. Entre ellas, las primeras mediciones directas de distancias a estrellas próximas, que tuvieron, en último término, gran importancia en la determinación de la forma de nuestra galaxia. ¿Cómo se puede medir la distancia que hay a un objeto lejano como una estrella sin ir hasta allí? Los astrónomos utilizaron el método del paralaje, que se explica fácilmente si colocamos un dedo delante de los ojos a unos treinta centímetros. Hemos de mirar el dedo sólo con un ojo y luego sólo con el otro. El dedo salta de posición contra el fondo. Conociendo el ángulo que abarca el salto y la distancia de la «línea de base» entre los ojos, podernos calcular geométricamente la distancia de los ojos al dedo. Los astrónomos hacen básicamente lo mismo cuando utilizan este método de paralaje para medir la distancia hasta las estrellas. Usando como base el diámetro de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, realizan dos observaciones de la misma estrella con seis meses de diferencia. El ángulo que miden es el «salto» aparente de la posición de la estrella contra un fondo fijo de estrellas más lejanas aún. La observación del paralaje confirmó también claramente el modelo solar copernicano: la Tierra se mueve alrededor del Sol y no al revés.

Métrica de Robertson-Walker:
descripción matemática de las propiedades geométricas de un universo homogéneo e isotrópico. Todas las cosmologías de Friedmann utilizan la métrica de Robertson-Walker. (Ver modelos de Friedmann; homogeneidad; isotropía.)

Microgravedad:
entorno -dentro de una nave espacial en órbita, por ejemplo- de fuerzas gravitatorias muy débiles. Las condiciones de microgravedad en las estaciones espaciales pueden permitir experimentos o procesos de fabricación que no son posibles en la Tierra.

Micrometeoro:
meteoro del tamaño de un grano de polvo.

Micrón:
unidad de longitud que equivale a una millonésima de metro.

Microonda:
la radiación electromagnética que tiene una longitud de onda larga (entre 1 mm. y 30 cm.). Las microondas pueden usarse en el estudio del universo, comunicarse con satélites en órbita en la Tierra, y cocinar comida pre-preparada.

Miligal:
unidad de medición gravitatoria. Corresponde a la milésima de un gal.

Minuto de arco:
unidad de ángulo igual a l/60 de grado.

Modelado fluido:
técnica para simular el comportamiento un objeto celeste no sólido, utilizando un computador y 1os principios de la dinámica de fluidos para seguir el rastro de la materia a través de una malla de celdas.

Modelo de árbol de partículas:
modelo por computador que estudia las interacciones de las partículas mediante una estructura jerárquica tridimensional formada por celdas de diferentes tamaños.

Modelo de aglomeración jerárquica:
modelo de aglomeración galáctica en el que aparecen distintos patrones a distintas escalas de distancia, indefinidamente a escalas cada vez mayores, y donde la densidad «promedio» de materia depende del tamaño del volumen sobre el que se realiza el promedio. En un modelo homogéneo la densidad promedio es independiente de dicho tarnaño. (Ver modelo pancake.)

Modelo del Big Bang:
un modelo de la evolución del cosmos que sugiere que el universo se creó hace diez a quince mil millones de años, en un estado de densidad y temperatura extremadamente altas. Según este modelo, el universo se ha estado expandiendo, tornándose menos denso y enfriándose desde su inicio. La observación ha comprobado que todas la galaxias distantes se están alejando de nuestra propia galaxia, como lo pronosticó el modelo del Big Bang. (Ver universo cerrado; modelos de Friedmann; universo abierto.)

Modelo de De Sitter:
una solución específica a las ecuaciones cosmológicas de Einstein, descubierta por Wilhelm de Sitter en 1917, en la cual el espacio se expande a una velocidad exponencial, rápida. Esta solución es distinta a las soluciones propuestas por Friedmann y por Lemaître, en las cuales el universo se expande a una velocidad mucho más lenta (una velocidad a la que la distancia entre dos puntos cualesquiera aumenta como algo entre la raíz cuadrada del tiempo y linealmente con el tiempo). Las soluciones tipo de Friedmann y Lemaître se incorporaron al modelo estándar del Big Bang. Modificaciones recientes de este modelo -como el modelo de universo inflacionario- proponen que en sus comienzos el universo atravesó un período de desarrollo exponencial, llamado fase de De Sitter.

Modelo del estado estacionario:
teoría alternativa al Big Bang, no muy ampliamente aceptada, que estipula que el universo ha existido siempre, y siempre existirá, en un estado similar al presente.

Modelo de la materia oscura fría:
un importante modelo teórico para explicar la aglomeración de galaxias y otras grandes distribuciones de masa cósmica. Se basa en el modelo del universo inflacionario, supone que el universo es plano y presume que la «masa faltante» se compone de partículas de movimiento lento que se aglomeran fácilmente. (Ver modelo del universo inflacionario; masa faltante.)

Modelo de Friedmann:
una clase general de modelos cosmológicos que suponen que el universo es homogéneo e isotrópico en grandes escalas y que permiten la evolución del universo con el tiempo. La mayoría de los cálculos en el modelo estándar del Big Bang suponen una cosmología de Friedmann. (Ver ecuación de Friedmann; homogeneidad; isotropía.)

Modelo de red de partículas:
modelo por computación que estudia las interacciones de las partículas dentro de una estructura de malla tridimensional uniforme sobreimpuesta a ellas.

Modelo del universo inflacionario:
una reciente modificación del modelo estándar del Big Bang, en la que el universo recién creado atraviesa un breve período de expansión extremadamente rápida (exponencial), después del cual vuelve a la velocidad de expansión más pausada del modelo estándar. El período de expansión rápida comenzó y terminó cuando la edad del universo era aún mucho menor que un segundo, pero proporciona una explicación física a los problemas del horizonte y de la cosmología plana. Asimismo, el modelo del universo inflacionario sugiere que el universo muchísimo más grande que la fracción que nosotros podemos ver. (Ver e expansión exponencial.)

Modelo del universo oscilante:
un universo que se expande y se contrae sucesivamente, atravesando diversos ciclos.

Modelo estándar:
A finales de la década de 1970, tras importantes descubrimientos experimentales y teóricos, se completó una nueva imagen del micromundo subatómíco. Las unidades básicas de la materia eran los quarks y otras partículas llamadas leptones y gluones. Las interacciones de estas partículas podían explicar, en principio, todas las cosas materiales del universo. Era un gran triunfo en la empresa de comprender la naturaleza. Proporcionaba el instrumento conceptual necesario para entender el Big Bang.
Al modelo matemático que describe esas partículas y sus interacciones se le denomina el «modelo estándar» .
El «modelo estándar» de la interacción de partículas subnucleares constituye hoy una unanimidad de este género. Ha sido un éxito desde un punto de vista experimental: ningún experimento lo contradice. Algunos físicos creen que aún no se ha probado adecuadamente. Pero la mayoría lo consideran correcto. El modelo es una teoría relativista del campo cuántico en la que los cuantos se denominan quarks, leptones y gluones: un conjunto de partículas fundamentales. Ello es la idea básica en su esencia.
Los físicos han identificado en la naturaleza cuatro interacciones fundamentales: la interacción nuclear fuerte, las interacciones débiles que provocan la desintegración de los núcleos atómicos y de las partículas cuánticas, la fuerza electromagnética y la gravedad. El modelo estándar aborda tres de estas cuatro fuerzas, la electromagnética, la débil y la fuerte. (La gravedad, que es con mucho la fuerza más débil, y que entraña el problema, hasta ahora no resuelto, de una teoría cuántica que la explique, se excluye explícitamente). En el modelo estándar, cada una de estas tres fuerzas actúa mediante una serie de partículas cuánticas denominadas gluones, que son cuantos de un campo de medida de Yang-Mills. La interacción fuerte actúa mediante una serie de ocho «gluones coloreados», la débil mediante una serie de «gluones débiles» llamados W y Z, y la electromagnética mediante el fotón, la partícula de luz, que es también un gluón. Todos estos gluones interactúan con una serie de partículas denominadas quarks y leptones. Los leptones se caracterizan porque sólo interactúan con los gluones débiles y el fotón y no lo hacen con los gluones coloreados de las interacciones fuertes. Los quarks interactúan con los tres grupos de gluones, pero predominantemente con los gluones coloreados de interacción fuerte. Los gluones ( de glue, en inglés, cola, pegamento), hacen que los quarks los leptones «se peguen». Sin gluones, el universo se despegaría, se desintegraría. Sería un gas de quarks y leptones sin interacción y no sería nada interesante.
El modelo estándar integra limpiamente dos teorías relativistas del campo cuántico, por una parte, la cromodinámica cuántica, una teoría de campo de quarks que interactúan con los gluones coloreados fuertes, y, por otra, el modelo Weinberg-Salam de las interacciones débiles y electromagnéticas unificadas. Unidas, estas teorías de campo pueden explicar, en principio, todo lo que observamos en el mundo material, salvo la gravedad.

Modelo hojuela:
formulado por el físico ruso Yarkob B. Zel'dovich, propugna para la formación de galaxias y cúmulos que si hubo un grumo inicial de materia gaseosa, su colapso, debido a su propia gravedad, no sería esféricamente simétrico, como un globo que se deshincha. De este modelo deriva la teoría que afirma que primero se formaron los cúmulos y los supercúmulos, como gigantescos grumos de materia que se fragmentaron después en galaxias.

Modelo mixmaster:
modelo cosmológico no friedmanniano que comienza con un universo altamente anisotrópico y muestra cómo las anisotropía se reducen con el tiempo. (Ver modelos de Friedmann.)

Modelo pancake:
modelo de formación de galaxias en que las primeras estructuras que se condensaron, diferenciándose del fondo uniforme de gas primordial, tenían un tamaño muy grande. Posteriormente, estas grandes masas colapsaron y se transformaron en delgadas capas (pancakes), dividiéndose en diversos fragmentos más pequeños (las galaxias). Una teoría contrapuesta, en ocasiones denominada modelo de aglomeración jerárquica, propone que las primeras estructuras que se formaron eran del tamaño de las galaxias y, a medida que éstas se aglomeraban entre sí por la gravedad, se formaron estructuras cada vez mayores. (Ver modelo de aglomeración jerárquica.)

Modelo rishon:
elaborado por el físico israelí Haim Harrari que considera que los quarks y leptones estarían formados por dos «rishoners».

Modelo SU(5) o de Georgi-Glashow:
es la teoría que fue considerada la más simple de todas las que componen la colección de la GTU. Los 8 gluones coloreados y los 4 gluones electrodébiles se incorporaban como 12 componentes de un campo único de Yang-Mills de 24 componentes; se había logrado, pues, una gran unificación. Esta gran simetría única quedaría luego rota espontáneamente por los campos de ruptura de la simetría de Higgs. El resultado era que 8 de los 24 gluones originales podían identificarse con los gluones coloreados, 4 con los gluones electrodébiles W⁺, W^-, y Z. Otros 12 gluones, llamados gluones X, adquirían una masa enorme, tan grande que probablemente ningún acelerador podría crearlos. Sin embargo, los nuevos gluones X mediante interacción con los leptones y los quarks ordinarios, podían convertir quarks en leptones y viceversa. Por tanto, los gluones X de gran masa desestabilizaban el protón. Una vez más, la gran unificación extrañaba desintegración protónica.
Georgi y Glashow destacaron otra deducción importante de su GTU. El modelo estándar, que no unifica las tres interacciones, tiene 19 parámetros arbitrarios. Uno de ellos, el «ángulo de interacción débil 8», en el modelo SU(5) ya no era arbitrario, sino que se calculaba que era igual a 37,7 grados, como consecuencia de la gran simetría unificadora exacta. Esta predicción significaba un paso hacia la realización del sueño de Einstein de que «no hay ninguna constante arbitraria».
Por desgracia, su predicción no coincidía con el valor que habían asignado a este ángulo los físicos experimentales. Muchos creían que el modelo SU(5), aunque plasmaba hermosamente la idea de las GTU, no era una descripción correcta de la naturaleza.

Modelo Weinberg-Salam:
el nombre corresponde a sus creadores que utilizando la idea de Higgs en un modelo de teoría de campo de medida de Yang-Mills, llegan por primera vez a unificar dos fuerzas diferenciadas entre las partículas cuánticas: la fuerza electromagnética (que expresaba las interacciones de los fotones con la materia) y la fuerza débil (responsable de la desintegración de las partículas cuánticas).

Molécula:
la más pequeña unidad de un compuesto que retiene las propiedades de esa sustancia. Una molécula puede consistir en un solo átomo o en dos o más átomos unidos entre sí.

Momento (momentum) angular:
medida de la rotación de un sistema mecánico. En el caso más simple de un objeto en una órbita circular, el momento angular es el producto de la masa, el radio y la velocidad tangencial.

Momento de Planck:
en teoría, un instante, a los 10^-43 segundos después del Big Bang, tras el cual el universo debió seguir leyes físicas convencionales.

Monopolo eléctrico:
partículas que llevan carga eléctrica. Son muy abundantes.

Monopolo GTU:
pequeñas bolitas teóricas de energía de campo devoradora de neutrones. Un monopolo GTU que muestra toda la historia térmica del universo. Al acercarnos al centro del monopolo, las simetrías rotas se restauran. Fuera del monopolo está el mundo de la simetría rota. Y en su interior se restaura la simetría electrodébil, mientras que en el mismo centro del monopolo, a unos 10^-29 cm., se restaura la simetría GTU completa.

Monopolo magnético:
objeto hipotético que podría habitar el micromundo cuántico. Partícula dotada de una sola unidad de carga magnética y que es distinta a todo lo observado.

Monopolo Pac-Man:
partícula teórica de energía de campo devoradora de video puntos en el interior de una estrella de neutrones. Se trataría de un proceso que debería generar rayos X. A partir de los límites calculados de la cuantía de rayos X que emiten las estrellas de neutrones los físicos pueden establecer límites a la posible abundancia de tales monopolos.

Movimientos en gran escala:
voluminosos movimientos de galaxias distantes que se desvían del flujo de Hubble. (Ver ley de Hubble.)

Movimiento propio:
Desplazamiento angular de una estrella con respecto a objetos muy distantes. Se mide en segundo de arco por año.

Movimiento retrógrado:
movimiento real o aparente que va en contra de la dirección dominante del movimiento. El movimiento retrógrado aparente de Marte tal como es visto desde la Tierra es una ilusión, producida por los efectos combinados del movimiento orbital de los dos planetas. La rotación retrógrada de Venus es real.

Movimiento uniforme:
movimiento a una velocidad constante en línea recta sin rotación. El movimiento uniforme es el único tipo de movimiento contemplado por la relatividad especial.

Monóxido de carbono:
compuesto gaseoso cuyas moléculas contienen un átomo de carbono y uno de oxígeno. Fácilmente detectable en el espacio, el monóxido de carbono proporciona a los astrónomos un medio de cartografiar las nubes interestelares que incluyen también polvo y otros gases.

Muón:
leptón cargado análogo a un electrón pero mucho menos estable.