Instalar programas en Ubuntu desde el código fuente

Fuente: emsLinux

Instalar programas o aplicaciones nuevas en Ubuntu es una de las tareas mas sencillas que podemos encontrar en la vida, más que todo cuando se usa una herramienta como el Centro de Software de Ubuntu que nos pone todas las aplicaciones disponibles en los repositorios de Ubuntu a un solo clic de distancia.
Otra historia es cuando queremos o nos vemos en la obligación a utilizar el sistema tradicional de instalación de paquetes en Linux que usa las fuentes o código fuente de la aplicación, disponible generalmente en los sitios web oficiales de cada una de estas, ya sea porque no podemos encontrarla en los repositorios oficiales o simplemente porque queremos instalar una versión más reciente o de desarrollo de la aplicación en cuestión.

A continuación aprenderemos en cuatro sencillos pasos cómo instalar programas en Ubuntu directamente desde el código fuente provisto por los desarrolladores de estos programas.

Paso 1 – Preparar el sistema para la construcción de paquetes

Ubuntu no trae de forma predeterminada los paquetes necesarios para la compilación o contrucción de paquetes, por lo que es necesario instalar los paquetes build-essential y checkinstall para poder comenzar a instalar programas desde el código fuente de forma exitosa.
Estos paquetes podemos encontrarlos en el CD de instalación de Ubuntu o bien podemos hacer uso de la aplicación apt-get para instalarlos directamente desde los repositorios oficiales por medio del siguiente comando:

sudo apt-get install build-essential checkinstall

Probablemente necesites descargar archivos fuentes de proyectos que no cuentan con una versión de lanzamiento oficial directamente desde los servidores que los almacenan, en ese caso las siguientes herramientas te serán útiles:

sudo apt-get install cvs subversion git-core mercurial

Por motivos de organización, es recomendable tener un directorio especifico donde construir todos los paquetes a instalar, sin embargo, puedes utilizar cualquier directorio disponible en tu disco duro.
En caso de querer tener un directorio particular para estos menesteres, Ubuntu recomienda utilizar el directorio /usr/local/src y puedes dejarlo listo mediante la ejecución de los siguientes comandos:

sudo chown $USER /usr/local/src
sudo chmod u+rwx /usr/local/src

Recuerda reemplazar la palabra $USER con tu nombre de usuario.
Ya estamos listos entonces para comenzar a descargar los paquetes necesarios e instalar programas en Ubuntu desde el código fuente.

Paso 2 – Conseguir el software que quieres

Normalmente el software descargado en forma de código fuente viene en paquetes llamados tarballs, los cuales no son más que los archivos de la aplicación archivos comprimidos en formatos .tar.gz o .tar.bz2.
Si has descargado un archivo de este tipo, primero muévelo al directorio que hemos creado en el paso anterior y desempaquetalo haciendo clic derecho sobre el archivo y eligiendo la opción “Extraer aquí” o bien ejecutando alguno de los siguientes comandos.
Para archivos .gz

tar -xzvf nombredeltarball.tar.gz

Para archivos .bz2

tar -xjvf nombredeltarball.tar.bz2

Al desempaquetar los archivos descargados, generalmente se creará un nuevo directorio con el nombre y la versión de la aplicación que deseamos instalar, podemos entonces ubicarnos en este directorio para comenzar con el proceso de construcción del paquete.
Normalmente los desarrolladores incluyen una lista de procedimientos a realizar para instalar programas desde el código fuente de forma exitosa contenidos en el archivo README, así que es altamente recomendable que leas este archivo antes de comenzar con la construcción, pues los procedimientos pueden variar con cada aplicación.

Paso 3 – Resolviendo las dependencias

Un problema común cuando de instalar programas desde el código fuente se trata es que no contamos con todas las dependencias necesarias para construir los paquetes de la aplicación que queremos instalar, podemos darnos cuenta de esto al momento de ejecutar el comando ./configure dentro del directorio de la aplicación o programa que hemos descargado.
Para hacernos la vida un poco más sencilla al momento de instalar programas desde el código fuente en Ubuntu contamos con una aplicación llamada apt-file, aplicación que nos permite conocer cuales son los paquetes que contienen los archivos o dependencias necesarias para construir correctamente el paquete e instalar programas desde el código fuente sin inconvenientes.
Para usar apt-file primero debemos instalarlo y actualizar su base de datos mediante la ejecución del siguiente comando:

sudo apt-get install apt-file && sudo apt-file update

Ten en cuenta que la actualización de la base de datos no devuelve ningún tipo de texto en la terminal, así que no vallas a cancelar el proceso pensando que esta bloqueado o que no funcionó.
Si ya tenemos apt-file instalado, vamos a continuar con el proceso de construcción mediante la ejecución del siguiente comando estando ubicados dentro del directorio principal de la aplicación descargada:

./configure

Este comando ejecutará la verificación del sistema para garantizar la correcta instalación de la aplicación en cuestión y nos informará si existe algún archivo o dependencia no cumplida para la correcta construcción del paquete.
En caso de que esto ocurra, haremos uso de la aplicación apt-file de la siguiente manera para encontrar el paquete que nos hace falta para la correcta construcción de la aplicación:

apt-file search nombredelpaquete.extensión

Este comando nos permitirá conocer cual es el paquete que necesitamos para luego instalarlo por medio de apt-get antes de poder comenzar a instalar programas desde el código fuente.

sudo apt-get install paqueterequerido

Después de instalar la dependencia, corremos de nuevo el comando ./configure para verificar de nuevo que todo este bien.
Es importante entender que el comando ./configure configurará la aplicación con los valores predeterminados que esta trae, sin embargo, la mayoría de aplicaciones ofrecen a sus usuarios la posibilidad de configurar aspectos importantes de la misma a través de este comando. Para conocer más acerca de las opciones de configuración que ofrece la aplicación, lee cuidadosamente el archivo README o INSTALL que se encuentra en el directorio principal de la aplicación descargada.

Paso 4 – Construir e instalar programas en Ubuntu desde el código fuente

En este punto ya hemos pasado por lo más difícil, ahora solo queda ejecutar un par de comandos y esperar un buen rato dependiendo de la aplicación y tu computadora para instalar programas en Ubuntu desde el código fuente de forma exitosa.
El primero de estos comando es make, el cual comenzar con la compilación del código fuente descargado en tu computadora, así que lo único que tienes que ejecutar en la terminal estando ubicado en el directorio principal de la aplicación es el siguiente comando:

make

Después de un buena rato de espera dependiendo del tamaño de la aplicación o la velocidad de tu computadora, podemos continuar con el siguiente comando, el cual nos permitirá finalmente instalar programas en Ubuntu después de haberlos compilado o construido correctamente:

sudo checkinstall

La forma tradicional de instalar programas ya compilados en Linux es haciendo uso del comando make install, sin embargo, el comando checkinstall pone la aplicación en el administrador de paquetes, haciendo su manejo y posterior desinstalación mucho más sencilla.
En caso de que tengas problemas de instalación usando checkinstall, ejecuta el siguiente comando en la terminal el cual debería permitir la correcta instalación de los paquetes compilados:

sudo checkinstall --fstrans=0

Eso es todo, si los pasos descritos anteriormente han finalizado sin problema alguno, ya puedes ejecutar la aplicación en Ubuntu y comenzar a utilizarla.
Esta es una adaptación libre del excelente manual de instalación de paquetes desde el código fuente provisto por el equipo de Ubuntu en su sitio web.

Experimentos revelan nuevas técnicas para estudiar el plasma de quarks-gluones

Fuente: Ciencia Kanija 

Artículo publicado por Kathryn Jepsen el 15 de agosto de 2012 en Symmetry Breaking

Un detallado examen de las moléculas de H₂O a temperatura ambiente te dirá mucho sobre la estructura del agua. Pero tienes que cambiar las condiciones para lograr una mejor perspectiva de cómo se convierte en vapor o hielo.

En el último año, los científicos de dos grandes aceleradores de partículas han estado realizando este tipo de ajustes, estudiando la materia en un amplio rango de energías. Salvo que ellos no cambian la temperatura del agua; están trabajando con un estado de la materia 100 000 veces más caliente que el interior del Sol – el plasma de quarks-gluones (QGP).

Plasma de quarks-gluones

“Estamos entrando rápidamente en una era de investigación detallada”, dice el físico teórico del CERN Urs Wiedemann. “Por el momento, la naturaleza nos ha dado las herramientas adecuadas para estudiar las propiedades del QGP”.

El plasma de quarks-gluones es un estado de la materia en el que los quarks, que normalmente aparecen en parejas o tríos, flotan libremente en una sopa caliente cósmica. Los teóricos creen que el universo estaba en este estado unos microsegundos tras el Big Bang, justo antes de enfriarse y pasar al estado normal de materia que vemos actualmente.

Comprender las propiedades del QGP no explica por completo cómo se formó el universo de la forma en que lo hizo, dice Wiedemann.

“Es como preguntarse cómo afectó la alimentación de un niño a la edad de 10 años a su altura a los 18”, comenta. “Está claro que su nutrición afectó a la altura, pero es solo uno entre mucho factores”.

Aun así, dice, merece la pena estudiarlo. De las múltiples transiciones de fase que los teóricos creen que sufrió el universo tras el Big Bang, solo la de QGP a materia normal está actualmente accesible a los experimentos creados por la humanidad.

El Colisionador de Iones Pesados Relativistas, o RHIC, en el Laboratorio Nacional Brookhaven y el Gran Colisionador de Hadrones, o LHC, en el CERN se complementan bien en el estudio del plasma de quarks-gluones. El RHIC puede crear el QGP en colisiones en un amplio rango de energías, aunque dura apenas unos momentos antes de enfriarse y volver a seer materia común. El LHC puede crear plasma de quarks-gluones a altas energías, que duran más antes de volver a estado normal.

Los experimentos STAR y PHENIX en el RHIC y ALICE, CMS y ATLAS en el LHC presentaron resultados preliminares de sus últimos estudios del QGP esta semana en la conferencia Quark Matter en Washington D.C.

El LHC ha pasado un mes cada uno de los dos últimos años colisionando iones pesados de plomo para estudiar el QGP a alta energía. Este año el RHIC diversificó, colisionando iones de uranio entre sí, e iones de oro con otros de cobre, entre otras combinaciones. Hicieron esto a energías que van desde los 7,7 a los 200 GeV.

“Lo realmente genial y nuevo es que tenemos una gran cantidad de pulsadores que ahora sabemos cómo controlar”, dice la portavoz de PHENIX Barbara Jacak. “Esto es lo que me apasiona de este campo ahora mismo”.

Además, los científicos del RHIC presentaron nuevos datos procedentes de experimentos de control en los que no se creó plasma de quarks-gluones.

Los experimentos del RHIC han empezado a estudiar un posible límite entre la materia normal y el QGP, que podría tener lugar por debajo de los 39 GeV.

Ellos y los experimentos en el LHC también han realizado avances significativos en el estudio de los quarks encantados (charm), las partículas pesadas afectadas por el QGP. Del mismo modo que observar la fusión de un cubito de hielo pueden decirte algo sobre la temperatura del aire a su alrededor, observar la separación de un quark encantado y su antipartícula puede decirte algo sobre las características del QGP a su alrededor.

“Hemos recorrido un largo camino para comprender cómo funciona todo esto”, dice el físico de ALICE Peter Jacobs del Laboratorio Nacional Lawrence de Berkeley.

El experimento ALICE se benefició este año de tener acabada una pieza significativa de su detector, el calorímetro electromagnético, que permitió a los científicos de ALICE hacer un estudio mucho más detallado de los chorros de partículas que son eliminados al intentar moverse a través del plasma de quarks-gluones.

Los resultados de la conferencia de este año puede que solo sean preliminares, pero los científicos se ven animados por el progreso que han realizado en múltiples frentes en su camino hacia la comprensión del nacimiento del universo.

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Autor: Kathryn Jepsen
Fecha Original: 15 de agosto de 2012
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Desarrollado el primer máser de temperatura ambiente

Fuente: Ciencia Kanija

 

Artículo publicado por Tim Wogan el 15 de agosto de 2012 en physicsworld.com

Investigadores británicos han logrado por primera vez construir un prototipo de máser de estado sólido que funciona a temperatura ambiente, sin necesidad de aplicar un campo magnético permanente. Los máseres, que hacen con las microondas lo mismo que hacen los láseres con la luz visible, no se han usado ampliamente debido a su complejas condiciones de uso – algunos requieren refrigeración criogénica o cámaras de vacío y, a veces, potentes campos magnéticos. Los investigadores afirman que su dispositivo podría tener una variedad de usos en el futuro – desde la detección de explosivos a detectar los estados de los átomos usados en computación cuántica.

Núcleo del máser Crédito: NPL

Condiciones extremas

Hay dos tipos básicos de máseres. Los máseres atómico y molecular fueron los primeros tipos en inventarse allá por el año 1958. Requerían voluminosas cámaras de vacío y solo podían emitir potencias muy bajas. El segundo tipo, y el más útil – los máseres de estado sólido – aprovechan las transiciones entre estados de espín de iones paramagnéticos en un cristal sólido. Son mucho más potentes y pueden producir los detectores de tenues señales de microondas más sensibles y de menor ruido jamás construidos. Por desgracia, para mantener la inversión de población necesaria en un máser convencional de estado sólido, se requiere una refrigeración con helio líquido, que normalmente viene acompañada por un potente campo magnético de corriente directa.

La necesidad de estas condiciones extremas nos ha llevado a que, aunque la NASA ha estado interesada en invertir en el mantenimiento de máseres de estado sólido para recibir las débiles señales transmitidas por las sondas espaciales Voyager, se han descartado aplicaciones más cotidianas. “Por ejemplo, podría usarse un máser para mejorar la precisión de un esćaner corporal de un aeropuerto”, dice el autor principal Mark Oxborrow del Laboratorio Nacional de Física en Teddington, Reino Unido, “pero esto aumentaría considerablemente el coste del dispositivo. Por tanto, creo que hay muchas aplicaciones que simplemente se han vuelto irrealizables debido a los requerimientos de criogenia”.

Nuevo mecanismo de funcionamiento

Oxborrow y sus colegas del Imperial College de Londres crearon su máser colocando un polímero blando – p-terfenilo dopado con pentaceno – en lugar del habitual rubí cristalino como medio de ganancia. Además, en lugar de bombearlo con una fuente de microondas, como es lo habitual en un máser de estado sólido, usaron un láser médico de 585 nm diseñado para el tratamiento de lesiones vasculares. Estos cambios les permitieron utilizar un fenómeno conocido como “cruce intersistémico selectivo de espín”, que nunca se había usado en un máser, y que aún no se comprende por completo, para mantener la inversión de población en ausencia de temperaturas criogénicas o un potente y permanente campo magnético. “No es solo que hayamos tomado la tecnología tradicional y hayamos mejorado cosas en distintos sentidos para lograr que funcione a temperatura ambiente”, explica Oxborrow. “El mecanismo de funcionamiento de nuestro máser de temperatura ambiente es completamente distinto de los máseres convencionales de estado sólido”.

Impresionante pero, ¿potencialmente problemático?

Aharon Blank, químico del Instituto Technion-Israel de Tecnología en Haifa, Israel, que fue parte de un proyecto anterior que no tuvo éxito hace 10 años para desarrollar un máser de estado sólido de temperatura ambiente, está impresionado por la investigación. Sin embargo, señala distintos aspectos del diseño que podrían ser potencialmente problemáticos. Primero, aunque el dispositivo puede funcionar en un campo magnético nulo, se necesita un campo magnético para ajustar el campo magnético en el que funciona. Aunque inconveniente,no cree que esto sea un problema definitivo para un dispositivo comercial basado en esta tecnología. “Hay muchos dispositivos comerciales actualmente que usan un campo magnético estático para variar la frecuencia”, dice, “por lo que no es un gran problema”.

Sin embargo, hay otro que sí lo es. Actualmente, como en los primeros láseres, el dispositivo solo es capaz de funcionar en pulsos, no en modo continuo. Los máseres se usan principalmente para detectar y amplificar radiación incidente de microondas muy débil, y el uso de un detector que no puede mantenerse en funcionamiento continuamente es limitado. Por otra parte, Oxborrow sugiere que podría usarse para escuchar ecos de radar, por ejemplo. El equipo está actualmente experimentando con su dispositivo para ver si puede funcionar o no en modo continuo, y de ser así, cómo puede lograrse.

La investigación se publica en la revista Nature.

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Autor: Tim Wogan
Fecha Original: 15 de agosto de 2012
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Identificado el cúmulo de galaxias más masivo y luminoso

Fuente: Ciencia Kanija
 Artículo publicado por Jennifer Chu el 15 de agosto de 2012 en MIT

Su detección puede confirmar una antigua teoría.

A pesar de lo enorme que puede parecer la Vía Láctea, nuestra gran galaxia no es más que una mota de polvo en comparación con las mayores estructuras del universo: los cúmulos de galaxias – grupos de cientos de miles de galaxias ligadas por la gravedad. En el corazón de la mayoría de cúmulos galácticos se encuentran galaxias viejas masivas, dentro de las cuales apenas naces unas pocas estrellas cada año.

Ahora, un equipo formado por personal de múltiples instituciones y liderado por investigadores del MIT, ha identificado un cúmulo de galaxias a 7000 millones de años luz de distancia que empequeñece a la mayor parte de cúmulos conocidos, creando el asombroso número de 740 nuevas estrellas por año en la galaxia central. El cúmulo galáctico está entre los más masivos y luminosos del universo. Aunque los científicos han catalogado formalmente el cúmulo por el nombre SPT-CLJ2344-4243, el grupo encabezado por el MIT le ha dado un apodo más informal: el cúmulo Fénix, que toma su nombre de la constelación en la que reside.

Impresión artística del cúmulo Fénix. Crédito: NASA/CXC/M. Weiss

Michael McDonald, Becario Hubble en el Instituto Kavli para Astrofísica e Investigación Espacial del MIT, dice que, aparte de su masa y brillo, el cúmulo Fénix tiene otra cualidad excepcional: mientras que los núcleos de la mayor parte de galaxias parecen rojos, lo que indica que sus estrellas son muy antiguas, la galaxia en el núcleo del cúmulo Fénix es de un azul brillante — un indicador de que el gas que la rodea se enfría rápidamente, generando las condiciones ideales para un nacimiento estelar masivo.

“Las galaxias centrales normalmente se conocen como ‘rojas y muertas’ – simplemente un puñado de viejas estrellas orbitando un agujero negro masivo, y no sucede nada nuevo”, dice McDonald. “Pero la galaxia central de este cúmulo ha logrado, de algún modo, volver a la vida, y está generando un prodigioso número de nuevas estrellas”.

McDonald y sus colegas publican sus hallazgos en el ejemplar de esta semana de Nature.

Buscando un núcleo frío

El nuevo cúmulo galáctico puede arrojar luz sobre un problema astrofísico que dura ya décadas, conocido como el “problema del flujo de enfriamiento”. El gas en el núcleo de un cúmulo, expulsado desde las galaxias cercanas y las explosiones de supernova, debería enfriarse con el tiempo de forma natural, formando un flujo lo bastante frío como para condensarse y formar nuevas estrellas. Sin embargo, los científicos no han podido identificar ningún cúmulo de galaxias que, de hecho, se enfríe a la velocidad predicha.

Una explicación, señala McDonald, puede ser que el enfriamiento natural del cúmulo se interrumpa de alguna manera. Cita como ejemplo al cúmulo de Perseo: el agujero negro en el centro de este cúmulo emite chorros de partículas que pueden recalentar el núcleo, evitando que se enfríe por completo.

“Lo interesante del cúmulo Fénix es que vemos casi todo el enfriamiento que se predijo”, comenta McDonald. “Podría ser que esté en una etapa anterior de la evolución, donde nada lo detenga, por tanto se enfría e inicia la creación de estrellas… de hecho, hay pocos objetos en el universo que formen estrellas más rápidamente que esta galaxia”.

Lograr una visión completa

El cúmulo Fénix se detectó por primera vez en 2010 por investigadores que usaban el South Pole Telescope, un telescopio de 10 metros de diámetro situado en la Antártida que estudia enormes zonas de cielo buscando nuevos cúmulos galácticos. McDonald y sus colegas usaron recientemente el Observatorio Espacial de Rayos X Chandra para estudiar los cúmulos más masivos identificados por el South Pole Telescope. El cúmulo Fénix apareció inmediatamente en los datos de rayos X como el cúmulo más brillante — un hallazgo que llevó a McDonald a realizar un seguimiento del cúmulo con más observaciones usando más telescopios.

El equipo finalmente consiguió imágenes del cúmulo Fénix de 10 telescopios distintos tanto espaciales como por todo el mundo. Cada telescopio observó el cúmulo en distintas longitudes de onda, iluminando distintas características del mismo.

“El agujero negro central es muy brillante en rayos X, pero la formación estelar lo es en el rango óptico y ultravioleta”, dice McDonald. “Por lo que tienes que trabajar en conjunto con todos estos telescopios distintos para lograr una visión completa”.

El equipo combinó datos de los 10 telescopios para determinar la masa y luminosidad del cúmulo de galaxias. Para calcular la masa, el grupo midió inicialmente la temperatura del cúmulo, que se estimó observando la longitud de onda máxima del cúmulo. McDonald explica que la longitud de onda máxima de un objeto revela información sobre su temperatura – por tanto, los investigadores identificaron el pico de longitud de onda del cúmulo Fénix en el espectro de rayos X y luego calcularon su temperatura.

A partir de la temperatura del cúmulo, el grupo calculó su masa: cuanto más caliente está una bola de gas, mayor es su masa global. Los investigadores hallaron que el cúmulo Fénix está fácilmente entre los cúmulos más masivos del universo.

Luego el grupo pasó a buscar señales de formación estelar; las nuevas estrellas son particularmente brillantes en el ultravioleta, y los investigadores encontraron que las imágenes ultravioletas tomadas del cúmulo revelaban cientos de estrellas jóvenes en el núcleo. La extrema luminosidad del cúmulo también indicaba que se enfriaba muy rápidamente, proporcionando muy probablemente el combustible para la formación estelar.

Brian McNamara, profesor de astrofísica en la Universidad de Waterloo, dice que el gran nacimiento estelar identificado por el grupo puede ilustrar cómo se pudieron haber formado las galaxias primigenias más masivas. Añade que el excepcional comportamiento del cúmulo Fénix puede ser el resultado de un problema en el mecanismo de su núcleo.

“Muestra enfriamiento y formación estelar durante una fase en la que el agujero negro supermasivo que merodeaba por el núcleo de la galaxia parece haber estado distraído”, comenta McNamara. “Pero una vez que el agujero negro se ponga en marcha y empiece a apartar la atmósfera caliente, talvez en unos 100 millones de años, debería detener el enfriamiento y reducir la tasa de formación estelar en un proceso de retroalimentación que está activo en la mayor parte de cúmulos de galaxias”.

McDonald espera acceder al Hubble Space Telescope para seguir estudiando este cúmulo galáctico masivo. “Verías estos fantásticos filamentos azules allí donde se forman las estrellas a partir de flujos de enfriamiento”, apunta McDonald. “Debería ser una visión bastante notable, en lugar de las imágenes tomadas desde tierra que muestran una mancha de luz azul”.

Sobre el aparentemente anómalo enfriamiento del cúmulo, McDonald supone que tal vez el fenómeno no es tan excepcional como parece.

“Podría ser un problema de sincronismo, donde el 1 por ciento del tiempo tienes esta vigorosa formación estelar y enfriamiento desbocado”, dice McDonald. “Podría ser que todos los cúmulos que vemos pase por esta fase, pero dura tan poco tiempo que es el único que hemos encontrado. Estuvimos en el lugar correcto en el momento adecuado”.

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Autor: Jennifer Chu
Fecha Original: 15 de agosto de 2012
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Hacia una memoria espintrónica unidimensional con un nanohilo de cobalto sobre un substrato de cobre

Fuemte: Francis (th)E mule

 

Almacenar información binaria en un solo átomo es uno de los objetivos de la espintrónica, el problema es cómo acceder a dicho átomo para leer y cambiar cada bit. Una cadena unidimensional de átomos, un nanohilo, podría ser una solución, pero hasta ahora ninguna propuesta es robusta a la presencia de impurezas e inestabilidades de carga lo que impide su uso práctico. Nader Zaki (Universidad de Columbia) y sus colegas han descubierto que en un nanohilo de átomos de cobalto sobre un substrato de cobre, a muy baja temperatura, los átomos de cobalto son acoplan en parejas, formando una cadena de dímeros robusta ante impurezas y capaz de sobrevivir a las inestabilidades de carga. Más aún, para sorpresa de los propios investigadores, la razón por la que se forman estos dímeros es la inestabilidad de carga o CDW (charge-density-wave) que induce una transición de fase en el nanohilo a un estado ferromagnético, lo que han demostrado comparando simulaciones por ordenador y datos experimentales obtenidos mediante un microscopio de efecto túnel de baja temperatura (LT-STM). La longitud del enlace que une dos átomos de cobalto en un dímero es de 2,0 ± 0,1 Å, un valor menor que la distancia entre cada dos átomos de cobre en el substrato, de 2,56 Å, y que la distancia entre dos átomos de cobalto en configuración triangular sobre el mismo substrato, de 2,50 Å. Los dímeros de cobalto son magnéticamente independientes entre sí, aunque no están electrónicamente aislados, por lo que los autores creen que sus nanohilos de cobalto “dimerizados” podrían permitir el desarrollo de memorias binarias unidimensionales en las que el espín de cada dímero almacenaría un bit y su estado se podría controlar aplicando corrientes eléctricas apropiadas; por supuesto, el desarrollo de estas memorias espintrónicas a baja temperatura requerirá avances futuros. El artículo técnico es Nader Zaki (Columbia University) et al., ”Spin-exchange-induced dimerization of an atomic 1-D system,” arXiv:1208.0612, Subm. 2 Aug 2012.

Esta imagen del microscopio de efecto túnel (LT-STM) muestra la interacción de una impureza (una molécula de CO) con la cadena dimerizada de cobalto. Se observa claramente la inactividad de la cadena y la gran robustez de estos nanohilos ante la presencia de la impurezas. La “dimerización” de la cadena ha sido observada a 5 K pero se mantiene hasta temperaturas tan altas como 81 ± 4 K; los autores creen que hay una temperatura crítica alrededor de 91 K a partir de la cual se destruye el efecto y se instabiliza el nanohilo, como muestran las imágenes de abajo obtenidas mediante una técnica de substracción del substrato. La física de esta transición de fase todavía no se entiende en detalle y será objeto de futuros estudios específicos.

Nota dominical: El principio de exclusión de Stoner, perdón, de Pauli

Fuente: Francis (th)E mule

Wolfgang (Ernst) Pauli recibió el Premio Nobel de Física de forma tardía en 1945 por su propuesta en 1925 del Principio de Exclusión que lleva su nombre (dos electrones no pueden tener los mismos números cuánticos en un átomo). En su discurso Nobel olvidó mencionar a Edmund (Clifton) Stoner, aunque su artículo original de 1925 [1] es una revisión (mejorada) de las ideas que Stoner publicó en 1924 [2]; basta decir que el nombre de “Stoner” aparece 14 veces en el texto del artículo, incluido el abstract. Entre 1921 y 1924, Stoner fue doctorando de Ernest Rutherford en el Laboratorio Cavendish, Cambridge, donde muchos pensaban que era un genio. El propio Stoner cuenta que: “Una noche de mayo de 1924 se me ocurrió un esquema de números cuánticos que permitía explicar los niveles atómicos. Rutherford estaba de viaje, por lo que le dejé una nota. Discutí la idea con William (Alfred) Fowler quien me dijo que escribiera un artículo y lo enviara a la revista Philosophical Magazine. Lo envié en julio y apareció en el número de octubre” [3]. A veces tienes algo en la punta de la lengua, sabes que lo sabes, pero no eres capaz de decirlo con las palabras adecuadas. Eso mismo le pasó a Stoner con el principio de exclusión.
Edmund C. Stoner es uno de esos genios que nació con el pie izquierdo y hoy en día casi nadie recuerda su nombre (salvo los especialistas en magnetismo). Además del principio de exclusión, también descubrió que hay una masa máxima para las  estrellas enanas blancas [4], resultado que todo el mundo asocia a Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo descubrió dos años después [5], recibiendo por ello el Premio Nobel de Física en 1983, junto a Fowler; ninguno de los dos mencionó a Stoner en sus charlas Nobel.
¿Por qué Stoner ha sido olvidado por la historia? Quizás por sus problemas de salud, su diabetes le llevó muchas veces al hospital y no pudo viajar haciendo marketing de sus ideas tanto como hicieron otros.
Hay un factor muy importante que no debe olvidar ningún científico. En ciencia, si has sido el primero, debes de proclamarlo a cuatro voces. Si por lo que sea no lo haces es muy posible que tu resultado se convierta en un déjà vu fácil de olvidar.

[1]  Wolfgang E. Pauli, “Über den Zusammenhang des Abschlusses der Elektronengruppen im Atom mit der Komplexstruktur der Spektren,” Zeitschrift für Physik A 31: 765-783, 1925.
[2] Edmund C. Stoner, “The distribution of electrons among atomic levels,” Philosophical Magazine 48: 719-736, Oct. 1924.
[3] J. L. Heilbron, “The Origins of the Exclusion Principle,” Historical Studies in the Physical Sciences 13: 261-310, 1983.
[4] Edmund C. Stoner, “The limiting density in white dwarf stars,” Philosophical Magazine 7: 63-70, Apr. 1929; “The equilibrium of dense stars,” Philosophical Magazine 9: 944-963, Apr. 1930.
[5] Subramanian Chandrasekhar, “The density of white dwarf stars,” Philosophical Magazine 11: 592-596, 1931.
[6] E.G. Thomas, “Edmund Stoner and white dwarf stars,” Philosophical Magazine 91: 3416-3422, 2011.