Mar
17
2010
0

Una historia muy curiosa…

“Los conceptos y principios fundamentales de la ciencia son invenciones libres del espíritu humano.”


Saludos de nuevo.

Hoy voy a hablaros de una historia que duró casi 4000 años, y que para nuestra desgracia no tuvo un final tan deseable como el que suelen tener las películas.  Voy a hablaros de la historia de las ecuaciones… Todos conocemos la fórmula de la resolución de una ecuación de segundo grado, es la primera fórmula que te enseñan (y seguramente la única) para resolver las ecuaciones. Todos hemos aprobado algún examen gracias a esa fórmula, y todos nos hemos equivocado al aplicarla alguna vez (aunque sólo sea por el mero hecho de haberla aplicado tantísimas veces), pero hay dos cosas de esta fórmula que no sabe todo el mundo:

  • No se puede aplicar siempre.
  • ¿Sabéis de dónde sale esta fórmula?

Igual es una deformación profesional por eso de ser un proyecto de matemático, pero yo, cuando veo una fórmula siempre intento resolver las dos cuestiones anteriores… Pero este no es el tema central de la entrada, y empecemos con la historia…. Las primeras apariciones en textos antiguos de “ecuaciones” datan del 1800 al 1600 a.C. en Mesopotamia, y traen algunos métodos para resolver ecuaciones lineales, aun que claro, la notación y forma de resolución de antaño dista una infinidad de la que nosotros poseemos actualmente. Habrían de pasar unos cuantos años, hasta el 1650 a. C. , que es la fecha de la que data el Papiro de Rindh, escrito en Egipto. En este texto casi puramente matemático se muestra un método de resolución general de ecuaciones de primer grado. La humanidad acaba de dar un paso, el primero, para dar la solución general de una ecuación para cualquier grado. Este papiro muestra además que los egipcios podía resolver cierto tipo de ecuaciones de segundo grado, aunque aun desconocían un método general de resolución, que será el siguiente paso de nuestra historia.

Pasarían nada menos que 1500 años, hasta que un griego, Diofanto de Alejandría, diera con la fórmula que resuelve casi todas las ecuaciones de segundo grado, la fórmula que aparece en la primera imagen de esta entrada. El segundo paso estaba logrado, se habían resuelto “todas” las ecuaciones de primer y segundo grado. Y en este momento de nuestra historia surge una pregunta, ¿Se podrán resolver todas las ecuaciones para cualquier grado? Pero vamos a intentar ir por pasos, después del segundo grado, viene el tercer grado…

Pero de nuevo habrían de pasar muchos años, otros 1700 aproximadamente, hasta que un matemático Italiano llamado Niccolo Fontana (Tartaglia para los amigos). Este  matemático demostró dos cosas:

  1. Dada una ecuación de tercer grado, x3 + bx2 + cx + d = 0, haciendo el cambio de variable, x = t – b/3, se reduce a una ecuación del tipo x3 + px = q. En la que ha desaparecido el término de segundo grado.
  2. Encontró y demostró la fórmula general para la resolución de ecuaciones del tipo x3 + px = q

De este modo y con estas dos aportaciones, Tartaglia, 1700 años después de la demostración del método general para la resolución de ecuaciones de segundo grado, había dado el siguiente paso en la resolución de las ecuaciones de grado arbitrario. La humanidad ya sabía resolver una ecuación cualquiera hasta tercer grado.

Pero aún quedaban unos cuantos grados…Poco despues de la resolución de la ecuación de tercer grado por Tartaglia, otro matemático Italiano, Cardano , dio la solución general para una ecuación de 4 grado cualquiera. Parecía que la cosa avanzaba ahora a pasos agigantados y desmesuradamente rápidos, en poco más de 10 años, se habían dado dos pasos, mientras que los dos pasos anteriores habían costado más de 3000 años.

Pero poco duró el entusiasmo,pues en 1824 enunciaría y demostraría un Teorema que le haría pasar a la historia de las Matemáticas. Este teorema dice que no existe fórmula general para la resolución de ecuaciones de grado mayor o igual a 5. Hay que aclarar que el teorema no afirma que las ecuaciones polinómicas de grado quinto o superior no tengan soluciones o que no puedan ser resueltas,el teorema afirma que la solución de una ecuación de grado cinco o superior no puede siempre ser expresada comenzando por los coeficientes y usando solo finitamente las operaciones de suma, multiplicación,y toma de radicales.

Y fue entonces cuando llegó Galois, un matemático Francés que vivió apenas 21 años y en ese tiempo fue capaz de dejar una teoría que marcaría los comienzos del álgebra moderna. Galois escribo una teoría, que por su complejidad en la época sería rechazada por matemáticos de prestigio como Furier o Lagrange. Y que trata de responder a la pregunta, ¿qué ecuaciones son resolubles usando únicamente los coeficientes de forma  finita en operaciones de suma, multiplicación,y toma de radicales?

Pues creando nada más y nada menos que la Teoría de Grupos y ampliando en gran medida la Teoría de Cuerpos,dice lo siguiente: “Una ecuación es resoluble por radicales si y solo si su grupo de Galois asociado es resoluble”

Esto sonará a chino a la mayoría de la gente, pero fué un avance importantísmo en las matemáticas, y una forma de saber si una ecuación se puede “resolver” o hay que recurrir a métodos numéricos… Las aplicaciones de la Teoría de Galois sobrepasan con mucho sus objetivos iniciales, y la base que sentó acerca de la Teoría de Grupos hizo posible el avance del álgebra hasta el punto en el que hoy se encuentra.

Después de casi 4000 años, el problema había sido resuelto, aunque ni mucho menos de la manera en la que se deseaba en un inicio, pues no se encontró la fórmula deseada…

Via | …¿Donde hay matematicas?…

Written by Jp Neira in: Ciencia |
Mar
17
2010
0

Los secretos de la gran mancha roja de Júpiter revelados en un nuevo mapa climático

Gran Mancha Roja

Se han publicado nuevas imágenes que revelan una visión sin precedentes de los vientos que giran en la famosa Gran Mancha Roja de Júpiter y permiten a los científicos construir el primer mapa climático detallado del interior de la tormenta gigante.

“Esta es nuestra primera visión detallada del interior de la mayor tormenta del Sistema Solar”, dice Glenn Orton del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California, y líder del equipo que estudió la mancha roja de Júpiter.

Orton y su equipo observaron imágenes térmicas de la Gran Mancha Roja tomadas por el Telescopio Muy Grande (VLT) del Observatorio Europeo del Sur en Chile. Las imágenes revelaron que los colores más rojos de la Gran Mancha corresponden a un núcleo caliente dentro de un sistema de tormenta fría, y las imágenes muestran carriles oscuros en los bordes de la tormenta donde los gases descienden a regiones más profundas del planeta.

Las observaciones se detallarán en la revista Icarus y dan a los científicos una idea sobre los patrones de circulación dentro del sistema de tormentas más conocido del Sistema Solar.

“Durante un tiempo pensamos que la Gran Mancha Roja era un viejo óvalo plano sin demasiada estructura, pero estos nuevos resultados demuestran que es, de hecho, extremadamente complejo”, dice Orton.

La Gran Mancha Roja de Júpiter tiene al menos cientos de años de antigüedad y ha sido observada por los astrónomos desde el siglo XIX. La tormenta es masiva, y lo bastante grande para alojar tres Tierras en su interior.

Las imágenes del VLT permiten a los astrónomos cartografiar la temperatura, aerosoles y amoniaco de la Gran Mancha Roja dentro y alrededor de la tormenta y hacer mapas de cómo cambia con el tiempo. Los años de observaciones del VLT, junto con las de otros observaciones, revelan cómo la tormenta es increíblemente estable a pesar de las turbulencias, agitaciones y encuentros cercanos con otros anticiclones que afectan al borde del sistema de tormentas.

Júpiter también tiene una Pequeña Mancha Roja que se formó en 2000. En 2008, una tercera mancha roja que había sido anteriormente una tormenta blanca de forma oval, apareció en la superficie de Júpiter. Pero es la Gran Mancha Roja la que centra la atención del nuevo estudio.

La Gran Mancha Roja es una zona fría en Júpiter que tiene temperaturas medias de menos 160 grados Celsius.

“Uno de los hallazgos más intrigantes muestra que la parte central más naranja-rojiza de la mancha está a 3-4 grados más que el entorno que la rodea”, dijo el miembro del equipo Leigh Fletcher de la Universidad de Oxford en Inglaterra.

Este diferencia de temperatura podría no parecer mucho, pero es suficiente para permitir la circulación de la tormenta, normalmente en sentido anti-horario, para desplazar una débil circulación horaria en el mismo centro de la tormenta. No sólo eso, sino que en otras partes de Júpiter, el cambio de temperatura es suficiente para alterar la velocidad de los vientos y afectar a los patrones de nubes en los cinturones y zonas.

“Esta es la primera vez que podemos decir que hay un vínculo estrecho entre las condiciones ambientales — temperatura, viento, presión y composición – y el color real de la Gran Mancha Roja”, dice Fletcher. “Aunque podemos especular, aún no sabemos con seguridad qué elementos químicos o procesos están provocando ese color rojo oscuro, pero sabemos que está relacionado con cambios en las condiciones ambientales en el corazón de la tormenta”.



Autor: Plantilla de SPACE.com
Fecha Original: 16 de marzo de 2010
Enlace Original
Via | CienciaKanija
Written by Jp Neira in: Astronomía |
Mar
16
2010
0

Virtualizar Ubuntu en Windows XP con Virtual Box

Me han preguntado como provar GNU/Linux en Window$ Xp. Para ello lo mejor es virtualizar ubuntu a travez de una maquina virtual.

He encontrado una guia muy buena, asi que la copio aquí

Para comenzar el procedimiento, necesitaremos unas cuantas cosillas para completarlo correctamente, las cuales son:

  1. CD/DVD del sistema operativo Ubuntu o su respectiva imagen CD/DVD
  2. Descargar la última versión estable del software VirtualBox disponible en este enlace (pesa alrededor de unos 60 megas)
  3. En cuanto a los requerimientos mínimos, no hay, ya que los límites se los asignas tú (la ram y el disco duro)

Asumiendo que ya se descargó el software (VirtualBox) y también ya se instaló. Comenzaremos con los primeros pasos para comenzar la instalación de Ubuntu en la máquina virtual los cuales los divideremos en la siguiente etapas:

Creación y asignación de recursos de la máquina virtual

Tal vez el paso más sencillo de todo el proceso ya que en base a un asistente iremos ingresando los parámetros que necesita la máquina virtual según el poder de nuestro equipo.

Después de haber completado la instalación del software, procedemos a abrirlo, al hacerlo nos toparemos con una ventana de inicio.

En dicha ventana, para comenzar el asistente presionaremos el botón de “Nueva”. Inmediatamente después aparecerá la ventana referente a éste, para avanzar presionaremos “Siguiente”.

2

El nombre de la máquina virtual y el tipo de sistema que se le instalará, el nombre es opcional y el sistema operativo en este caso será  Linux en su versión Ubuntu.

3

Una de las etapas más importantes en la virtualización, la selección de la memoria. Esta parte cambiará para todos, ya que dependiendo de los recursos con los que cuente nuestra computadora (memoria RAM) podremos anadir más o menos, según sea nuestro caso.

Se recomienda dejar al menos la mitad de memoria para el sistema operativo base y asignar la otra mitad a la máquina virtual, es decir, no se excedan. Por ejemplo si tenemos 2 GB de RAM, lo ideal sería anadir 1 GB a la máquina virtual para que el sistema base no entre en conflicto.

4

Seleccionar la imagen de disco duro que usaremos para bootear (arrancar). Como recién acabamos de crear la máquina virtual entonces crearemos uno nuevo, entonces seleccionaremos “crear un disco virtual nuevo” y pulsaremos el botón “Siguiente”.

5

El inicio de otro asistente, con éste configuraremos nuestro disco duro virtual en unos cuanto pasos.

6

Lo siguiente es elegir el tipo de almacenamiento que utilizaremos, siendo dos opciones las disponibles: el de expansión dinámica y el de tamano fijo. Como no tenemos idea cuanto ocupará la instalación de Ubuntu, seleccionaremos la primera opción: Almacenamiento de expansión dinámica.

7

Lo siguiente será añadir el disco duro virtual que vamos a utilizar en la máquina. En sí, el asistente pone los datos que l suministramos al inicio, asi que dejaremos los datos como están y solo presionaremos el botón de “siguiente”.

8

Por último, ya solo bastará con presionar el botón de terminar para completar la etapa de asignación de recursos en nuestra máquina virtual.

9

Virtualizando (iniciando) nuestra máquina virtual

Ya hemos preparado nuestra máquina para poder instalar un sistema operativo en ella. De haber realizado todo correctamente tendremos una pantalla como la siguiente:

10

En dicha ventana se muestran las características de nuestra PC Virtual (los que introducimos en el paso anterior). Hasta este momento es como si tuvieramos nuestro ordenador apagado. Lo siguiente será “encenderlo”.  Para realizar dicha acción daremos clic derecho sobre el nombre de nuestra máquina y seleccionaremos “iniciar” tal y  como se muestra acontinuación:

11

12

Ya hemos “encendido” nuestra PC.  Pero ésta aún no tiene sistema operativo (recuerdar que es nueva), afortunadamente el software (VirtualBox) detecta que aún no hay sistema e inmediatamente después de iniciarla nos mostrará otro asistente.

En dicho asistente se nos informa lo que previamente comentamos “que nuestra máquina aún no tiene sistema”. Con presionar “siguiente” pasaremos a la siguiente etapa.

13

En esta parte seleccionaremos el medio de instalación del sistema por CD/DVD… En esta parte es donde haremos uso del CD/DVD de Ubuntu que se mencionó en los requisitos.

Para continuar, seleccionaremos CD/DVD y además, indicaremos la unidad que éste tiene (por lo regular suele ser D:), una vez indicados los dos datos daremos “siguiente”.

14

Ya por último, solo presionaremos el botón de “Terminar” para que nuestra configuración tenga efecto.

15

Booteando el CD/DVD de Ubuntu en nuestra máquina virtual

Después de haber configurado e iniciado nuestra máquina, ya sólo será necesario insertar el CD/DVD de Ubuntu. Al hacerlo, la máquina que hemos creado y configurado booteare este disco y podremos iniciar la instalación del sistema.

16

En la siguiente parte de esta guía/tutorial completaremos los pasos para la instalación virtual de Ubuntu sobre Windows XP.

Cabe destacar que no tiene que ser siempre una instalación desde un CD/DVD, también puede ser realizada desde un pendrive/memoria usb o bien, desde una imagen de disco que tengamos en el disco duro o incluso, alguna que tengamos guardada en la red.

Visto en | http://culturacion.com/

Written by Jp Neira in: Computación / Internet, GNU/Linux |
Mar
16
2010
0

Súper Supernova: Sistema estelar de enanas blancas supera el límite de masa

Supernova de Tipo Ia
Los cosmólogos usan las supernovas de Tipo Ia, como la visible en la esquina inferior izquierda de esta galaxia, para explorar la expansión pasada y futura del universo y la naturaleza de la energía oscura. (Imagen: High-Z Supernova Search Team, HST, NASA)

Un equipo internacional liderado por la Universidad de Yale ha medido, por primera vez, la masa de un tipo de supernova que se cree que pertenece a una subclase única y confirmaron que sobrepasa lo que se creía que era un límite de masa superior. Sus hallazgos, que aparecen on-line y se publicarán en un próximo ejemplar de la revista Astrophysical Journal, podrían afectar a la forma en la que los cosmólogos miden la expansión del universo.

Los cosmólogos usan las supernovas de Tipo Ia – las violentas explosiones de los núcleos muertos de estrellas conocidas como enanas blancas — como una especie de regla cósmica para medir distancias a las galaxias madre de las supernovas y, de tal forma, comprender la expansión pasada y futura del universo y explorar la naturaleza de la energía oscura. Hasta hace poco, se pensaba que las enanas blancas no podían superar lo que se conoce como límite de Chandrasekhar, una masa crítica equivalente a 1,4 veces la masa del Sol, antes de estallar como supernova. Este límite uniforme es clave para medir las distancias a las supernovas.

Desde 2003, se han descubierto cuatro supernovas que eran tan brillantes, que los cosmólogos se preguntaron si las enanas blancas habían superado el límite de Chandrasekhar. Estas supernovas se han conocido como supernovas “súper-Chandrasekhar”.

Ahora, Richard Scalzo de Yale, como parte de una colaboración entre físicos estadounidenses y franceses conocida como Factoría de Supernovas Cercanas, ha medido la masa de la estrella enana blanca que terminó como una de estas extrañas supernovas, llamada SN 2007if, y confirmó que supera el límite de Chandrasekhar. También descubrió que la supernova inusualmente brillante no sólo tenía una masa central, sino además una cobertura de material que fue expulsado durante la explosión así como una envoltura alrededor del material pre-existente. El equipo espera que este descubrimiento proporcione un modelo estructural para comprender las otras supernovas masivas.

Usando observaciones de telescopios en Chile, Hawai y California, el equipo fue capaz de medir la masa de la estrella central, la cobertura y la envoltura de forma aislada, proporcionando la primera prueba concluyente de que el propio sistema sobrepasó el límite de Chandrasekhar. Hallaron que la estrella parece tener una masa de 2,1 veces la del Sol (más o menos un 10 por ciento), colocándola muy por encima del límite.

Ser capaces de medir las masas de todas las partes del sistema estelar, le dice a los físicos cómo puede haber evolucionado el sistema — un proceso del que actualmente se sabe poco. “Realmente no sabemos mucho sobre las estrellas que llevan a estas supernovas”, dice Scalzo. “Queremos saber más sobre qué tipo de estrellas fueron, y cómo se formaron y evolucionaron con el tiempo”.

Scalzo cree que hay una buena posibilidad de que SN 2007if fuese el resultado de la fusión de dos enanas blancas, en lugar de la explosión de una única enana blanca, y espera estudiar otras supernovas súper-Chandrasekhar para determinar si ellas, también, podrían haberse visto implicadas en una fusión de dos de estas estrellas.

Los teóricos siguen explorando cómo pueden existir estrellas con masas por encima del límite de Chandrasekhar, que se basa en un modelo de estrellas simplificado, sin colapsar bajo su propio peso. En cualquier caso, una subclase de supernovas gobernadas poer una física diferente tendría un efecto drástico en la forma en que las usan los cosmólogos para medir las expansión del universo.

“Se están usando las supernovas para hacer afirmaciones sobre el destino del universo y nuestra teoría de la gravedad”, comenta Scalzo. “Si nuestra comprensión de las supernovas cambia, podría impactar significativamente sobre nuestras teorías y predicciones”.

Otros autores del artículo de Yale incluyen a Charles Baltay y David Rabinowitz.


Cita: http://arxiv.org/abs/1003.2217
Autor: Suzanne Taylor Muzzin
Fecha Original: 15 de marzo de 2010
Enlace Original

Via | CienciaKanija

Written by Jp Neira in: Astronomía |
Mar
16
2010
0

La ausencia de un gen permite regenerar tejidos

La posibilidad de regenerar tejidos dañados ha sido una especie de Santo Grial de la medicina. Si encontrásemos la forma de que los tejidos quemados, rasgados o amputados volviesen a crecer, tal como ocurre en algunas especies de gusanos, esponjas o salamandras, millones de personas podrían mejorar su calidad de vida o, en muchos casos, hasta evitar la muerte luego de algún traumatismo grave. Lamentablemente, los mamíferos no tenemos esa característica tan útil: si en un accidente perdemos un brazo, estamos condenados a vivir sin él, o a utilizar un remedo mecánico de la extremidad perdida. Sin embargo, un descubrimiento realizado por científicos estadounidenses del Instituto Wistar y publicado en el Proceedings of the National Academy of Sciences, podría cambiar esto.

En efecto, el equipo de investigadores a cargo de la profesora Ellen Heber-Katz, ha descubierto que los roedores que no poseen un gen concreto, el llamado p21, son capaces de efectuar el milagro de la regeneración de tejidos. “Los ratones que carecen del gen p21 pueden reemplazar los tejidos dañados con tejido sano, sin evidenciar cualquier signo de cicatrización“, asegura Heber-Katz. Los roedores en cuestión, en lugar de formar una cicatriz como hacen todos los mamíferos, curan sus heridas formando un blastema. Un blastema es un conjunto de células embrionarias, cuya proliferación conduce a la formación de un órgano determinado. Los investigadores han encontrado que la ausencia del gen p21 hace que las células se comporten de forma similar a las células madre embrionarias y no como células de mamífero adulto, permitiendo su regeneración. Se trata de un hallazgo muy importante, que debidamente explotado podría permitir a los humanos acelerar sus procesos curativos a la vez que se evitan las terribles cicatrices que quedan luego de sufrir profundas quemaduras o pérdida de tejido.

¿cómo habían conseguido los ratones MRL regenerar sus orejas?
¿cómo habían conseguido los ratones MRL regenerar sus orejas?

Heber-Katz es la primera en reconocer que aún es muy pronto para especular con las repercusiones que puede tener su descubrimiento en la medicina humana. Sin embargo, cree que “aunque sólo estamos empezando a entender las repercusiones de estos hallazgos, posiblemente un día seamos capaces de acelerar la curación en humanos simplemente desactivando temporalmente el gen p21”. La regeneración celular ha sido un objetivo de los científicos de varios laboratorios alrededor del mundo, desde hace décadas. A fines del siglo pasado, en 1996, durante otro experimento sobre inmunología, los científicos descubrieron una reacción similar en ratones de la variedad Murphy Roths Large (MRL). Aquellos ejemplares espontáneamente regeneraron el tejido que había perdido su oreja al ser perforada como forma de identificarlos. Hasta ese momento se pensaba que los mamíferos habíamos perdido el potencial de regenerar tejidos como parte de la evolución.  Pero ¿cómo habían conseguido los ratones MRL regenerar sus orejas? Los investigadores revisaron su “mapa genético” y dieron con la clave: el gen p21, un regulador del ciclo celular, estaba desactivado.

¿Esto significa que podremos recuperar partes dañadas de nuestros cuerpos? Es posible. No hay dudas que se trata de un gran paso en este sentido. Sin embargo, aún queda por determinar qué tan profundo es el “nivel de regeneración” que permite la ausencia del gen p21 (es decir, cuanto ratón se puede amputar antes que deje de regenerarse) y -sobre todo- si en los humanos este gen se comporta de la misma manera. Pero estamos seguros que la importancia que tiene este tipo de investigación para la medicina hará que los estudios necesarios se efectúen rápidamente. Si tienen éxito, estos ratones habrán cambiado para siempre la forma en que curamos nuestras heridas.

Via | NeoTeo
Written by Jp Neira in: Ciencia |
Mar
16
2010
0

Estudio puede explicar el mínimo solar extendido

Gran Cinta Transportadora del Sol
La “Gran Cinta Transportadora” del Sol es una corriente circulatoria masiva de fuego (plasma caliente) dentro del Sol. Tiene dos ramas, norte y sur, cada una necesitando 40 años para hacer un circuito completo. Los investigadores creen que el giro de la cinta controla en ciclo de manchas solares. Crédito de la imagen: NASA

El reciente mínimo solar se extiende 15 meses más de lo predicho, y un nuevo estudio puede explicar por qué, y mejorar las predicciones de futuros ciclos solares.

El mínimo solar al final de cada ciclo solar de 11 años está caracterizado por una reducción en el número de manchas, llamaradas y otras actividades solares. El más reciente, de 2008 a inicios de 2009, duró quince meses más de lo esperado.

El estudio usó 13 años de resultado de SOHO, el Observatorio Heliosférico y Solar, el cual se lanzó conjuntamente por la Agencia Espacial Europea y la NASA. Entre los datos recopilados por SOHO hay medidas de los gases ionizados moviéndose desde el ecuador del Sol a los polos en lo que se conoce como el flujo meridional. Los científicos intentaron entonces correlacionar el flujo con las variaciones en el ciclo de manchas solares.

Los investigadores, Lisa Rightmire de la Universidad de Memphis en Tennessee, y David Hathaway del Centro de Vuelo Espacial Marshall en Huntsville, Alabama, encontraron que el normalmente lento flujo meridional empezaba a acelerar pocos años antes de 2008, cuando el número de manchas solares declinaba. En el mínimo solar anterior la velocidad rondaba los 30 kilómetros por hora, pero en 2008-09 era de unos 47. Los científicos sugirieron que el mínimo solar era más largo debido a que el campo magnético producido por el flujo de gas en los polos era más débil, pero no se sabe por qué aumentó la velocidad del flujo meridional.

Hathaway dijo que el flujo meridional transporta campos magnéticos que se oponen a los flujos de material muy magnetizado de la superficie solar. Cuando el flujo meridional es más rápido, la oposición al otro flujo es mayor, y el campo magnético polar no se hace tan fuerte como debería, lo que puede haber retrasado el inicio del actual ciclo solar que se inició en 2009. Hathaway dice que la fuerza del flujo magnético en los polos es crítica dado que los campos magnéticos caen bajo la superficie y configuran las condiciones de las manchas solares, y cuando los campos son débiles necesitan más tiempo para llegar a la fuerza requerida para producir las manchas. Hathaway y Rightmire también predicen que el actual ciclo solar es probable que tenga menos actividad solar que el ciclo anterior.

Los resultados del estudio, publicados en Science, pueden mejorar la predicción de la duración e intensidad de los ciclos solares en el futuro, y esto podría ser valioso dado que la actividad solar puede crear nubes de partículas magnetizadas que pueden dañar los satélites en órbita y crear problemas en las redes de energía de la Tierra. Unas mejores predicciones de los ciclos solares podrían también ayudar a los científicos climáticos con sus predicciones a largo plazo. Los resultados también sugieren que los modelos que predicen que un flujo meridional rápido llevaría a un campo magnético más potente en los polos, puede que tengar que revisarse.


Más información: Variations in the Sun’s Meridional Flow over a Solar Cycle, David H. Hathaway and Lisa Rightmire, Science 12 March 2010: Vol. 327. no. 5971, pp. 1350 – 1352, DOI:10.1126/science.1181990

Autor: Lin Edwards
Fecha Original: 15 de marzo de 2010
Enlace Original

Via | CienciaKanija

Written by Jp Neira in: Astronomía |
Mar
15
2010
0

La precisión de las medidas cuánticas se aproximada al límite de Heisenberg

Medidas cuánticas
Esta ilustración muestra un esquema de realimentación adaptativa usado para medir una diferencia de fase desconocida entre los dos brazos rojos del interferómetro. Se envía un fotón (qubit) a través del interferómetro, y se detecta en c1 ó c0, dependiendo de por qué brazo viaje. La retroalimentación se envía a la unidad de proceso, la cual controla el desplazador de fase en un brazo de modo que, cuando se envíe el siguiente fotón, el dispositivo pueda medir con mayor precisión la fase en el otro brazo, y calcular la diferencia de fase precisa. Crédito de la imagen: Hentschel y Sanders.

En el mundo clásico, los científicos pueden realizar medidas con un grado de precisión que está restringido sólo por las limitaciones técnicas. A nivel fundamental, no obstante, las medidas de precisión están limitadas por el Principio de Incertidumbre de Heisenberg. Pero incluso alcanzar una precisión cercana al límite de Heisenberg está muy lejos de la tecnología actual debido a las limitaciones de la fuente y los detectores.

Ahora, usando técnicas del aprendizaje de máquinas, los físicos Alexander Hentschel y Barry Sanders de la Universidad de Calgary han demostrado recientemente cómo generar procedimientos de medidas que pueden superar las mejores estrategias anteriores para lograr unas medidas cuánticas de alta precisión. El nuevo nivel de precisión se aproxima al límite de Heisenberg, lo cual es un objetivo importante para las medidas cuánticas. Tales medidas cuánticas mejoradas son útiles en distintas áreas, tales como relojes atómicos, detección de ondas gravitatorias y medición de propiedades ópticas en materiales.

“La precisión que cualquier medida puede lograr está limitada por el conocido como límite de Heisenberg, el cual resulta del Principio de Incertidumbre de Heisenberg”, dice Hentschel a PhysOrg.com. “No obstante, las medidas clásicas no pueden lograr una precisión cercana al límite de Heisenberg. Sólo las medidas cuánticas que usan correlaciones cuánticas pueden aproximarse a dicho límite. Aún así, idear procedimientos de medida cuántica es algo muy complejo”.

El principio de incertidumbre de Heisenberg limita en último término la precisión posible dependiendo de cuántos recursos cuánticos se usan en la medida. Por ejemplo, las ondas graviatorias se detectan mediante interferómetros láser, cuya precisión está limitada por el número de fotones disponibles en el interferómetro dentro de la duración del pulso de la onda gravitatoria.

En su estudio, Hentschel y Sanders usaron una simulación por ordenador de un interferómetro de dos canales con una diferencia de fase aleatoria entre los dos brazos. Su objetivo era estimar la diferencia de fase relativa entre los dos canales. En su sistema simulado, los fotones eran enviados al interferómetro a la vez. No se sabía a qué puerto de entrada llegaría, por lo que el fotón (actuando como qubit) estaba en una superposición de dos estados, correspondiendo a los dos canales. Cuando salía del interferómetro, el fotón se detectaba abandonando uno de los dos puertos de salida, o no se detectaba si se perdía. Dado que los fotones eran lanzados al interferómetro a la vez, no se podía extraer más de un bit de información en cada momento. En este escenario, la precisión posible está limitada por el número de fotones usados para la medida.

Como han demostrado anteriores investigaciones, los esquemas de medidas cuánticas más efectivos son aquellos que incorporan una retroalimentación adaptativa. Estos esquemas acumulan información a partir de medidas y las aprovechan para maximizar la información lograda en posteriores medidas. En un interferómetro con retroalimentación, se envía una secuencia de fotones sucesivamente a través del interferómetro para medir la diferencia de fase desconocida. Los detectores en los dos puertos de salida miden el camino de salida de cada uno de los fotones, y transmite la información a la unidad de proceso. La unidad de proceso adapta el valor de un desplazador de fase controlable tras cada fotón, de acuerdo con una política dada.

No obstante, idear una política óptima es difícil, y normalmente requiere de ciertas conjeturas. En su estudio, Hentschel y Sanders adaptaron una técnica del campo de la inteligencia artificial. Su algoritmo aprende una política óptima basándose en el ensayo y error – reemplazando las conjeturas por un procedimiento lógico, completamente automático y programable.

Específicamente, el nuevo método usa un algoritmo de aprendizaje de máquinas llamado optimización de enjambre de partículas (PSO). PSO es una estrategia de optimización de “inteligencia colectiva” inspirada en el comportamiento social de las bandadas de pájaros o bancos de peces para localizar lugares donde alimentarse. En este caso, los físicos demuestran que el algoritmo PSO puede también aprender de forma autónoma una política para ajustar el desplazamiento de fase controlable.

Como demuestran Hentschel y Sanders, después de que se haya enviado una secuencua de qubits de entrada al interferómetro, el procedimiento de medida aprendido por el algoritmo PSO deja una medida del desplazamiento de fase desconocido que está cerca del límite de Heisenberg, fijando un nuevo precedente para la precisión de las medidas cuánticas. El nuevo alto nivel de precisión podría tener importantes implicaciones para la detección de ondas gravitatorias.

“La Teoría de la Relatividad General de Einstein predice ondas gravitatorias”, dice Hentschel. “No obstante, no se ha logrado ninguna detección directa de las mismas. La detección de ondas gravitatorias abrirá un nuevo campo de la astronomía que incrementará las observaciones de neutrinos y ondas electromagnéticas. Por ejemplo, los detectores de ondas gravitatorias pueden observar agujeros negros en fusión o sistemas estelares binarios compuestos de dos estrellas de neutrones, que están en su mayor parte ocultos a los telescopios convencionales”.


Más información: Alexander Hentschel and Barry C. Sanders. “Machine Learning for Precise Quantum Measurement.” Physical Review Letters 104, 063603 (2010). DOI:10.1103/PhysRevLett.104.063603

Autor: Lisa Zyga
Fecha Original: 26 de febrero de 2010
Enlace Original

Via | CienciaKanija

Written by Jp Neira in: Tecnología |
Mar
14
2010
0

Las Sinfonías de los Agujeros Negros binarios

En el corazón de una galaxia lejana, a más de 1.000 millones de años-luz de la Tierra y hace 1.000 millones de años, se acumuló un denso aglomerado de gas y cientos de millones de estrellas. El aglomerado se contrajo gradualmente, a medida que algunas estrellas escapaban y los 100 millones de estrellas restantes se hundían más hacia el centro. Al cabo de 100 millones de años, el aglomerado se había contraído hasta un tamaño de varios años-luz, y pequeñas estrellas empezaron, ocasionalmente, a colisionar y fusionarse, formando estrellas mayores. Las estrellas mayores consumieron su combustible y luego implosionaron para formar agujeros negros; y, en ocasiones, cuando dos de estos agujeros pasaban uno cerca del otro, quedaban ligados formando pares en los que cada agujero giraba en órbita alredeedor del otro.

Cuando se forma un par de agujeros negros binarios semejantes, cada agujero crea un pozo profundo (intensa curvatura espacio-temporal) en la superficxie insertada y, a medida que los agujeros giran uno en torno al otro, los pozos en órbita producen ondulaciones de curvatura que se propagan hacia afuera a la velocidad de la luz. Las ondulaciones forman una espiral en el tejido del espacio-tiempo en torno al sistema binario, muy semejante a la estructura espiral del agua que procede de un aspersor de cesped que gira rápidamente. Los fragmentos de curvatura forman un conjunto de crestas y valles en espiral en el tejido espacio-temporal.

Puesto que la curvatura-espaciotemporal es lo mismo que la gravedad, estas ondulaciones de curvatura son realmente ondas de gravedad, u ondas gravitatorias. La Teoría de la Relatividad General de Einstein predice, de forma inequívoca, que tales ondas gravitatorias deben producirse siempre que dos agujeros negros orbiten uno en torno al otro.

Cuando parten hacia el espacio exterior, las ondas gravitacionales producen una reacción sobre los agujeros de la misma forma que una bala hace retroceder el fusil que la dispara. El retroceso producido por las ondas aproxima más los agujeros y les hace moverse a velocidades mayores; es decir, hacen que se muevan en una espiral que se cierra lentamente y hace que se vayan acercando el uno hacia el otro. Al cerrarse la espiral se genera poco a poco energía gravitatoria, una mitad de la cual va a las ondas y la otra mitad va a incrementar las velocidades orbitales de los agujeros.

El movimiento en espiral de los agujeros es lento al principio; luego, a medida que los agujeros se acercan, se mueven con mayor velocidad, radian sus ondulaciones de curvatura con más intensidad, y pierden ene´rgía y se cierran en espiral con más rapidez. Finalmente, cuando cada agujero se está moviendo a una velocidad cercana a la de la luz, sus horizontes se tocan y se fusionan. Donde una vez hubo dos agujeros, ahora sólo hay uno.

El horizonmte del agujero giratorio queda perfectamente liso y con su sección ecuatorial circular, con la forma descrita precisamente  por la solución de Kerr a la ecuación de campo de Einstein. Cuando se examina el agujero negro liso final, no hay ningún modo de descubrir su historia pasada. No es posible distinguir si fue creado por la coalescencia de dos agujeros más pequeños, o por la implosión directa de una estrella supermasiva construida por materia, o por la implosión directa de una estrella constituida por antimateria. El agujero negro no tiene “pelo” a partir del cual se pueda descifrar su historia.

Sin embargo, la historia no se ha perdido por completo: ha quedado un registro codificado en las ondulaciones de la curvatura espacio-temporal que emitieron los agujeros coalescentes. Dichas ondulaciones de curvatura son muy parecidas a las ondas sonoras de una sinfonía. De la misma forma que la sinfonía está codificada en las modulaciones de las ondas sonaras (mayor amplitu aquí, menor allí), también la historia de la coalescencia está codificada en modulaciones de las ondulaciones de curvatura. Y de la misma forma que las ondas sonoras llevan su sinfonía codificada desde la oequesta que la produce hasta la audiencia, también las ondulaciones de curvatura llevan su historia codificada desde los agujeros fusionados hasta los rincones más lejanos del Universo lejano.

Las ondulaciones de curvatura viajan hacia afuera por el tejido del espacio-tiempo a través del conglomerado de estrellas y gas del que nacieron los agujeros. El aglomerado no absorbe las ondulaciones ni las distorsiona en absoluto; la historia codificada de las ondulaciones permanece perfectamente invariable, se expanden hacia el exterior de la galaxia madre del aglomerado y el espacio intergaláctico, atraviesan el cúmulo de galaxias del que forma parte la galaxia progenitora, luego siguen atravesando un cúmulo de galaxias tras otro hasta llegar a nuestro propio cúmulo, dentro del cual está nuestra Vía Láctea con nuestro Siostema Solar, atraviesan la Tierra, y continúan hacia otras galaxias distantes.

Claro que, en toda esta historia hay un fallo, nosotros, los humanos, aún no somos lo suficientemente hábiles para haber podido construir aparatos capaces de detectar y oir las sinfonías que nos traen esas ondas de gravedad de los agujeros negros binarios. Es como si no pudiéramos oir esa hermosa sinfonía que nos mostraría un nuevo Universo por nosotros desconocido.

Via | El Blog de Emilio Silvera.

Written by Jp Neira in: Astronomía |
Mar
14
2010
0

10 tipos de personas

Hay 10 tipos de personas, las que saben ternario, las que no, y las que lo confunden con binario.

– Anónimo

Written by Jp Neira in: Computación / Internet, Humor |
Mar
14
2010
0

Pi en el calendario

Se celebra hoy el día de Pi y el natalicio de Albert Einstein.

Para los estadounidenses, que escriben la fecha con formato MM/DD hoy es 3/14. Al físico Larry Shaw se le ocurrió entonces celebrar en esta fecha el día de Pi.
Pi es un número irracional que ha generado estudios y discusiones de todo tipo.

Cabe señalar que como no usamos en el resto del mundo la notación estadounidense de fecha, el día de Pi se celebra en otras fechas como el 22/7, ya que al dividir los números se obtiene una buena aproximación a Pi. A esos días se los llama “Días de aproximación a Pi”.

Raras avis
Entre las aplicaciones curiosas se encuentra la calculadora de años de Pi. Se trata de una página web en la que ingresamos nuestra fecha de nacimiento y nos devuelve la cantidad de “años de Pi” que tenemos y las pasadas y próximas “fechas de cumpleaños de Pi”.

Supongo que funciona de esta manera: Al ingresar nuestra fecha de nacimiento se la resta a la fecha actual. Por ejemplo, yo nací el 14/01/1973. Al restar la fecha al día de hoy 14/03/2010, obtenemos unos 13573 días, que dividido por 365 (es una aproximación que no toma en cuenta años bisiestos) resulta en 37,1863 años. Dividido por Pi, tengo entonces 11,83 años.

Para calcular los cumpleaños Pi pasados y futuros la cosa es un poquito más compleja, pero básicamente la idea es que por cada 3,14 años (a más decimales mayor exactitud) cumpliremos un año. Si nací el 14/01/1973 el primer cumpleaños de Pi fue 3,14 años después, el 6 de marzo de 1976, y llegaría a la mayoría de edad el 2 de agosto de 2029!!!

Albert Einstein, siguiendo la misma lógica, al haber nacido el 14/03/1879 tendría 41,73 años de Pi.

Escribiendo en Pilish
El Pilish es un “lenguaje” en la que la longitud de las palabras coincide con los dígitos de pi (=3.14159265358979323848…):

Hoy y ayer y luego celebraré la gloria
3 1 4 1 5 9 2 6
Nunca más nunca abrazaré costumbre opuesta simbólica fea
5 3 5 8 9 7 9 3

Una forma de buscar palabras de determinada longitud de caracteres es consultar las palabras.net, y de paso, ampliar nuestro vocabulario.

Pi en el cielo
Robert Matthews combinó, en 1995, datos astronómicos con la teoría de números: usó el hecho de que para una colección de números aleatorios la probalibilidad de que dos no tengan un factor común (primos relativos o coprimos) es 6/pi2. Recordamos que los números tienen un factor común si son divisibles por el mismo número (sin incluir el 1). Por ejemplo, el 4 y el 15 no son divisibles por un mismo número, pero sí ocurre con 12 y 15, ya que ambos son divisibles por 3.

Matthews calculó la distancia angular entre las 100 estrellas más brillantes en el cielo y logró así un conjunto de números, de los cuales el 61% no tienen factor común, obteniendo un valor de pi de 3.12772, que es un 99.6 por ciento correcto.

Para comprobar esto con cualquier conjunto de números aleatorios debemos proceder así:
Tomamos un conjunto de números enteros mayores que 1, por ejemplo {2, 3, 4, 5, 6}. Luego debemos saber de cuántas formas podemos combinarlos. En este caso hay 10 combinaciones posibles: (2,3), (2,4), (2,5), (2,6), (3,4), (3,5), (3,6), (4,5), (4,6) y (5,6). Seis de estos 10 pares no tienen factor común (excepto el 1): (2,3), (2,5), (3,4), (3,5), (4,5), y (5,6).
6/pi2 = 6/10. Despejamos pi y tenemos 3,1623.
Para saber cuántas combinaciones posibles hay debemos usar la combinatoria. Una fórmula que se usa es:

El símbolo ! significa factorial y n es el número de elementos del conjunto y k los subconjuntos buscados. Para 5 elementos de a 2, n=5, k=2.
Con la fórmula, n! /k!(n-k)! haremos 5! /2!(5-2)!:

120 / 2×3!
120/2×6
120/12=10

Si no tenemos una calculadora a mano, simplificaremos:

5×4x3×2x1 /2×1(3×2x1)

y queda:

5×4/2=10

Nota :( Se usa la fórmula indicada y no otra similar, en la que el divisor es directamente (n-k)!, ya que esta segunda forma implicaría duplicar valores. La combinación (2,3) y la combinación (3,2), para este caso, resultan iguales, al buscar si hay factor común entre dos números porque no depende del orden. Si aplicáramos esa forma, el resultado sería 20 (120/6) y no 10. La fórmula indicada, entonces, no incluye estas duplicaciones).

Fuentes y links relacionados


Via | Ultimas Noticias del Cosmos

Written by Jp Neira in: Ciencia, Historia |

Copyrigth 2010 El Blog de Jp | Theme: Cosmology by Jp Neira | Powered by WordPress

Theme by: |