diego9307

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Registrate y eliminá la publicidad! El tiempo corre hacia atrás en otros universos Uno de los hechos más básicos de la vida es que el futuro es distinto del pasado. Pero en la gran escala cosmológica, pueden parecer iguales. El universo no parece ir bien. Puede parecer extraño decir algo como esto, dado que los cosmólogos tienen pocos estándares para la comparación. ¿Cómo sabemos a qué se supone que debería parecerse el universo? No obstante, a lo largo de los años se ha desarrollado una fuerte intuición de lo que es “natural” – y el universo no parece encajar aquí. No nos equivoquemos: los cosmólogos han encajado un increíblemente exitoso dibujo de cómo está hecho el universo y cómo ha evolucionado. Hace unos 14 mil millones de años el cosmos era más caliente y denso que el interior de una estrella, y desde entonces se ha estado enfriando y dispersándose conforme el tejido del espacio se expandía. Esta descripción tiene en cuenta casi cada observación que se ha realizado, pero un número de características inusuales, especialmente en los inicios del universo, sugieren que hay algo más en esta historia de lo que comprendemos. Entre los aspectos no naturales del universo, uno destaca: la asimetría temporal. Las leyes microscópicas de la física que subyacen en el comportamiento del universo no distinguen entre pasado y futuro, aunque el universo inicial — caliente, denso y homogéneo — es completamente distinto del de hoy — frío, diluido y grumoso. El universo comenzó de forma ordenada y se ha ido incrementando su desorden desde entonces. La asimetría del tiempo, la flecha que apunta del pasado hacia el futuro, desempeña un papel indiscutible en nuestras vidas cotidianas: es el responsable de por qué una tortilla no se convierte en un huevo, por qué no se funden espontáneamente los cubitos de hielo en un vaso de agua, y por qué recordamos el pasado pero no el futuro. Y el origen de la asimetría que experimentamos puede ser rastreada hasta el orden del universo cerca del Big Bang. Cada vez que rompes un huevo, estás haciendo cosmología observacional. La flecha del tiempo es, sin duda, la característica más patente del universo que los cosmólogos han fallado de forma flagrante al intentar explicar. Cada vez más, no obstante, este misterio sobre el universo que observamos, apunta a la existencia de un espacio-tiempo mucho mayor que no observamos. Esto da apoyo a la idea de que somos parte de un multiverso cuta dinámica ayuda a explicar las características aparentemente innaturales de nuestra vecindad local. El misterio de la entropía Los físicos encapsulan la idea de asimetría temporal en la famosa segunda ley de la termodinámica: La entropía en un sistema cerrado nunca se decrementa. A grandes rasgos, la entropía es una medida del desorden de un sistema. En el siglo XIX, el físico austriaco Ludwig Boltzmann explicó la entropía en término de distinción entre microestados de un objeto y sus macroestados. Si se te pidiera que describieras una taza de café, probablemente la mayoría de nosotros nos referiríamos a sus macroestados —su temperatura, presión y otras características globales. Los microestados, por otra parte, especifican la posición precisa y la velocidad de cada átomo concreto en el líquido. Muchos microestados distintos corresponden a un macroestado particular: podemos mover un átomo de aquí a allí, y nadie que observe a escalas macroscópicas lo notaría. La entropía es el número de microestados distintos que se corresponden con el mismo macroestado. (Técnicamente, es el número de dígitos, o logaritmo, de tal número). De esta forma, existen más formas de ordenar un número dado de átomos en una configuración de alta entropía que en una de baja entropía. Imagina que echas leche en el café. Hay una gran cantidad de formas de distribuir las moléculas de tal forma que la leche y el café se mezclen entre sí pero relativamente pocas formas de ordenarlas de forma que la leche quede segregada del café que le rodea. Por tanto la mezcla tiene una entropía mayor. Desde este punto de vista, no es sorprendente que la entropía tienda a incrementarse con el tiempo. Los estados de alta entropía superan abrumadoramente a los de baja entropía; casi cada cambio en un sistema terminará en un estado de mayor entropía, simplemente por suerte. Por esto es por lo que la leche se mezcla con el café, pero nunca se desmezcla. Aunque es físicamente posible para todas las moléculas de leche conspirar espontáneamente para unirse entre sí, es estadísticamente muy improbable. Si esperas que esto suceda por sí mismo conforme las moléculas se reorganizan aleatoriamente, normalmente tendrías que esperar mucho más que la actual edad del universo observable. La flecha del tiempo es simplemente la tendencia de los sistemas a evolucionar hacia uno de los numerosos y naturales estados de alta entropía. Pero explicar por qué los estados de baja entropía evolucionan hacia estados de alta entropía es distinto de explicar por que la entropía aumenta en nuestro universo. La cuestión sigue: ¿Por qué empezamos con una entropía baja? Esto parece ser muy poco natural, dado que los estados de baja entropía son muy raros. Incluso concediendo que nuestro universo tiene actualmente una entropía media, eso no explica por qué la entropía solía ser aún menor. De todas las posibles condiciones iniciales en las que podría haber evolucionado un universo como el nuestro, la abrumadora mayoría tiene una entropía mucho mayor, no menor. En otras palabras, el verdadero reto no es explicar por qué la entropía del universo será mayor mañana de lo que es hoy, sino explicar por qué la entropía era menor ayer y aún menor antesdeayer. Podemos seguir esta senda lógica hasta el inicio del tiempo de nuestro universo observable. Finalmente, la asimetría del tiempo es una cuestión que la cosmología debe contestar. El desorden del vacío El inicio del universo fue un lugar notable. Todas las partículas que forman el universo que actualmente observamos estaban estrujadas en un volumen extraordinariamente caliente y denso. Más importante aún, estaban distribuidas casi uniformemente en ese diminuto volumen. De media, la densidad difería de un lugar a otro en sólo una parte entre 100 000. Gradualmente, conforme el universo se expandía y enfriaba, el tirón de la gravedad aumentó esas diferencias. Las regiones con ligeramente más partículas formaron estrellas y galaxias, y las regiones con menos partículas quedaron formando vacíos. Claramente, la gravedad ha sido crucial para la evolución del universo. Desafortunadamente, no comprendemos por completo la entropía cuando está implicada la gravedad. La gravedad surge de la forma del espacio-tiempo, pero no tenemos una teoría exhaustiva del espacio-tiempo; este es el objetivo de una Teoría Cuántica de la Gravedad. Mientras que podemos relacionar la entropía de un fluido con el comportamiento de las moléculas que lo constituyen, no sabemos qué constituye el espacio, por lo que no conocemos qué microestados gravitatorios corresponden a un macroestado particular. No obstante, tenemos una idea aproximada de cómo evoluciona la entropía. En situaciones donde la gravedad es despreciable, tal como en una taza de café, una distribución uniforme de partículas tiene una alta entropía. Esta condición es un estado de equilibrio. Incluso cuando las partículas se reorganizan ya están tan mezcladas que no parece que suceda gran cosa macroscópicamente. Pero si la gravedad es importante y el volumen es fijo, una distribución suave tiene una entropía relativamente baja. En este caso, el sistema está muy lejos del equilibrio. La gravedad provoca que las partículas se agrupen en estrellas y galaxias, y la entropía se incrementa notablemente – de forma consistente con la segunda ley. Es más, si queremos maximizar la entropía de un volumen cuando la gravedad está activa, sabemos que lo que lograremos: un agujero negro. En la década de 1970 Stephen Hawking de la Universidad de Cambridge confirmó una provocadora sugerencia de Jacob Bekenstein, ahora en la Universidad Hebrea de Jerusalén, que los agujeros negros encajan de lleno en la segunda ley. Al igual que los objetos calientes para los que originalmente fue formulada la segunda ley, los agujeros negros emiten radiación y tienen entropía — una gran cantidad de ella. Un único agujero negro de millones de masas solares, como el que vive en el centro de nuestra galaxia, tiene 100 veces la entropía de todas las partículas comunes del universo observable. Finalmente incluso los agujeros negros se evaporan emitiendo radiación de Hawking. Un agujero negro no tiene la mayor entropía posible — sólo la mayor entropía que puede empaquetarse en cierto volumen. El volumen de espacio en el universo, parece estar creciendo sin límite. En 1998 los astrónomos descubrieron que la expansión cósmica está acelerando. La explicación más sencilla es la existencia de la energía oscura, una forma de energía que existe incluso en el espacio vacío y que no parece diluirse conforme el universo se expande. No es la única explicación para la aceleración cósmica, pero los intentos de crear una mejor idea hasta el momento han fallado. Si la energía oscura no se diluye, el universo se expandirá para siempre. Las galaxias lejanas desaparecerán de la vista. Aquellas que no colapsen en agujeros negros, las cuales a su vez se evaporarán en la penumbra de alrededor de la misma forma que un charco se seca en un día de calor. Lo que quedará es un universo, a todos los efectos y propósitos, vacío. Entonces, y sólo entonces, el universo habrá maximizado verdaderamente su entropía. El universo estará en equilibrio, y nada más sucederá nunca. Puede parecer extraño que el espacio vacío tenga una entropía tan grande. Suena como decir que el escritorio más desorganizado del mundo es aquel que está vacío. La entropía requiere de microestados, y a primera vista un espacio vacío no contiene ninguno. En realidad, no obstante, el espacio vacío tiene una gran cantidad de microestados — los microestados gravitatorio-cuánticos que se forman en el tejido del espacio. Aún no sabemos qué aportan esos microestados a la entropía de un agujero negro, pero sabemos que en un universo en aceleración la entropía dentro del volumen observable se aproxima a un valor constante proporcional al área de su límite. Es una cantidad de entropía verdaderamente enorme, mucho mayor que la de la materia en el mismo volumen. Pasado contra futuro La característica principal de esta historia es la pronunciada diferencia entre el pasado y el futuro. El universo se inicia en un estado de entropía muy baja: las partículas empaquetadas suavemente. Evoluciona a través de un estadio de entropía media: la grumosa distribución de estrellas y galaxias que vemos a nuestro alrededor hoy. Finalmente alcanza un estado de alta entropía: espacio casi vacío, con sólo alguna partícula ocasional de baja energía. ¿Por qué son tan distintos el pasado y el futuro? No es suficiente proponer una teoría de condiciones iniciales — una razón por la que el universo se inició con una entropía baja. Como apunta el filósofo Huw Price de la Universidad de Sydney, cualquier razonamiento que se aplique a las condiciones iniciales debería aplicarse también a las condiciones finales, o sino seremos culpables de suponer lo mismo que intentamos demostrar — que el pasado era especial. Ya sea teniendo que tomar la profunda asimetría temporal como una característica directa del universo que escapa a explicación, o teniendo que excavar más profundamente en el funcionamiento del espacio y el tiempo. Muchos cosmólogos han tratado de atribuir la idea de la asimetría temporal al proceso de inflación cosmológica. La inflación es una atractiva explicación para muchas características básicas del universo. De acuerdo con esta idea, el propio universo inicial (o al menos parte del mismo) estaba repleto no de partículas sino de una forma temporal de energía oscura, cuya densidad era enormemente mayor que la energía oscura que observamos hoy. Esta energía causó que la expansión del universo se acelerase a un índice fantástico, tras lo cual decayó en materia y radiación, dejando tras de sí una diminutos brizna de energía oscura que se hace relevante de nuevo hoy. El resto de la historia del Big Bang, desde el suave gas primordial a las galaxias y más allá, simplemente continúa. La motivación original para la inflación fue proporcionar una robusta explicación para las condiciones finamente ajustadas del inicio del universo — en particular, la notable densidad uniforme de materia en regiones ampliamente separadas. La aceleración dirigida por la energía oscura temporal alisa el universo de una forma casi perfecta. La anterior distribución de materia y energía es irrelevante; una vez se inicia la inflación, elimina las trazas de cualquier condición preexistente, dejándonos con un universo inicial caliente, denso y liso. El paradigma inflacionario ha sido muy útil en muchas formas. Sus predicciones de las ligeras desviaciones de la uniformidad perfecta concuerda con las observaciones de variaciones de densidad en el universo. Como explicación para la asimetría temporal, no obstante, los cosmólogos consideran cada vez más que es un poco tramposa, por razones que Roger Penrose de la Universidad de Oxford y otros han enfatizado. Para que el proceso funciona como se desea, la energía oscura ultradensa tenía que comenzar con una configuración muy específica. De hecho, su entropía tenía que ser fantásticamente menor que la entropía del gas denso y caliente en el cual decayó. Esto implica que la inflación no ha resuelto nada en realidad: “explica” un estado de entropía inusualmente baja (un gas uniforme, denso y caliente) invocando un estado anterior de entropía aún menor (una lisa zona de espacio dominada por la energía oscura ultradensa). Simplemente desplaza un paso el misterio: ¿Por qué sucedió la inflación? Una de las razones por la que muchos cosmólogos invocan la inflación como explicación de la asimetría del tiempo es que la configuración inicial de la energía oscura no parece ser del todo improbable. En esa época de inflación, nuestro universo observable tenía menos de un centímetro de diámetro. Intuitivamente, una región tan diminuta no tiene muchos microestados, por lo que no es tan improbable que el universo cayera por accidente en el microestado correspondiente a la inflación. Por desgracia, esta intuición es incorrecta. El universo inicial, incluso si sólo tenía un centímetro de diámetro, tiene exactamente el mismo número de microestados que todo el universo observable actualmente. De acuerdo con las reglas de la mecánica cuántica, el número total de microestados de un sistema nunca cambia. (La entropía no se incrementa debido a que lo hace el número de microestados, sino debido a que el sistema de forma natural termina en el macroestado posible más genérico). De hecho, el universo inicial es el mismo sistema físico que el universo final. Uno evoluciona en el otro, después de todo. Entre todas las distintas formas de microestados en las que el universo puede ordenarse, sólo una fracción increíblemente diminuta corresponde a una configuración lisa de energía oscura ultradensa empaquetada en un diminuto volumen. Las condiciones necesarias para que comience la inflación son extremadamente especializadas y por tanto con una configuración de entropía muy baja. Si hubiese que elegir configuraciones del universo de forma aleatoria, sería altamente improbable que se eligiera una que encajase con las condiciones adecuadas para iniciar la inflación. La inflación, por sí misma, no explica por qué el universo tiene una baja entropía; simplemente la supone desde el inicio. Un universo simétrico temporalmente Así pues, la inflación no es de ayuda al explicar por qué el pasado es distinto del futuro. Una audaz pero simple estrategia es simplemente decir: tal vez el pasado más lejano no es distinto del futuro después de todo. Tal vez el pasado lejano, así como el futuro, es en realidad un estado de alta entropía. De ser así, el estado denso y caliente que hemos estado llamando “el universo inicial” en realidad no es el auténtico inicio del universo, sino sólo un estado de transición entre dos etapas de su historia. Algunos cosmólogos imaginan que el universo apareció a través de un “rebote”. Antes de este evento, el espacio se estaba contrayendo, pero el lugar de simplemente colapsar en un punto de densidad infinita, unos nuevos principios físicos — gravedad cuántica, dimensiones extra, Teoría de Cuerdas u otros fenómenos exóticos — lo salvaron en el último instante, y el universo volvió de nuevo al otro lado en lo que ahora percibimos como el Big Bang. Aunque intrigantes, los rebotes cosmológicos no explican la flecha del tiempo. O la entropía se incrementaba conforme el universo se aproximaba al colapso — en cuyo caso la flecha del tiempo se alarga infinitamente lejos en el pasado — o la entropía estaba decreciendo, en cuyo caso, tuvo lugar una condición no natural de baja entropía en la mitad de la historia del universo (en el rebote). Sea lo que sea, de nuevo hemos pasado de nuevo la pregunta del millón de dólares sobre por qué la entropía cerca de lo que conocemos como Big Bang era pequeña. En lugar de esto, vamos a suponer que el universo se inició en un estado de alta entropía, el cual es el estado más natural. Un buen candidato para tal estado es el espacio vacío. Como cualquier otro buen estado de alta entropía, la tendencia del estado vacío es simplemente permanecer así, sin cambios. Por lo que el problema es: ¿Cómo logramos que nuestro actual universo no llegue a un desolado y tranquilo espacio-tiempo? El secreto podría estar en la existencia de la energía oscura. En presencia de la energía oscura, el espacio vacío no está completamente vacío. Las fluctuaciones de los campos cuánticos dan lugar a temperaturas muy bajas —enormemente menores que la actual del universo, pero ni mucho menos el cero absoluto. Todos los campos cuánticos experimentan fluctuaciones térmicas ocasionales en tal universo. Eso significa que no es perfectamente estático; si esperamos lo suficiente, partículas individuales e incluso colecciones sustanciales de partículas fluctuarán a la existencia, sólo para dispersarse de nuevo en el vacío. (Estas son partículas reales, en oposición a las partículas “virtuales” de vida corta que contiene el espacio en ausencia de energía oscura). Entre las cosas que pueden fluctuar a la existencia están pequeños trozos de energía oscura ultradensa. Si las condiciones son las adecuadas, tal trozo puede sufrir inflación e inflarse para formar un universo separado — un universo bebé. Nuestro universo puede ser la descendencia de algún otro universo. Superficialmente, este escenario guarda cierto parecido con el estándar de la inflación. Allí, también, proponíamos que un trozo de energía oscura ultradensa surgía por casualidad, disparando la inflación. La diferencia es la naturaleza de las condiciones iniciales. En el modo estándar, el trozo surge de un universo salvajemente fluctuante, en el cual la gran mayoría de las fluctuaciones producidas no guardan semejanza con la inflación. Parecería ser mucho más probable que el universo fluctuase hacia un Big Bang caliente directamente, pasando por alto la etapa inflacionaria. Es más, en lo que concierne a la entropía, sería incluso más probable que el universo fluctuase directamente a la configuración que vemos hoy, pasando por alto 14 mil millones de años de evolución cósmica. En nuestro escenario, el universo preexistente nunca fluctuó aleatoriamente; estaba en un estado muy específico. Lo que afirma esta teoría – y lo que queda por demostrarse - es que la forma más probable de crear un universo como el nuestro a partir de un estado preexistente es pasar por un periodo de inflación, en lugar de fluctuar directamente. Nuestro universo, en otras palabras, es una fluctuación, pero no una aleatoria. Emit for Worra Este escenario, propuesto en 2004 por Jennifer Chen de la Universidad de Chicago y por mi, proporciona una provocadora solución al origen de la asimetría temporal en nuestro universo observable: sólo vemos una minúscula parte de todo el cuadro, y este territorio mayor es totalmente simétrico temporalmente. La entropía puede incrementarse sin límites a través de la creación de nuevos universos bebés. Lo mejor de todo es que esta historia puede contarse hacia delante y hacia atrás en el tiempo. Imagina que comenzamos con el espacio vacío en un momento particular y observamos cómo evoluciona hacia el futuro y el pasado. (Va en ambas direcciones debido a que no estamos presumiendo una flecha del tiempo unidireccional. Los universos bebé fluctúan a la existencia en ambas direcciones del tiempo, vaciándose finalmente y dando lugar a sus propios universos bebé. A escalas ultragrandes, tales multiversos serían estadísticamente simétricos con respecto al tiempo — tanto en el pasado como en el futuro caracterizarían a nuevos universos que fluctuarían a la vida y proliferarían sin límite. Cada uno de ellos experimentaría una flecha del tiempo, pero la mitad tendrían una flecha del tiempo invertida con respecto a los otros. La idea de un universo con una flecha temporal inversa podría parecer alarmante. Si nos encontramos en uno de tales universos, ¿recordaríamos el futuro? Felizmente, no hay peligro de tal encuentro. En el escenario que estamos describiendo, los únicos lugares en los que el tiempo parece correr hacia atrás están enormemente lejos en nuestro pasado — mucho antes de nuestro Big Bang. Entre medias hay una amplia expansión del universo en el cual el tiempo no parece correr en absoluto; casi no existe materia, y la entropía no evoluciona. Cualquier ser que viviera en una de esas regiones de tiempo invertido no nacería viejo y moriría joven – o algo fuera de lo común. Para ellos el tiempo fluiría de un modo totalmente convencional. Es sólo cuando lo comparamos con nuestro universo que vemos cosas que parecen fuera de lo normal — nuestro pasado es su futuro, y viceversa. Pero tal comparación es puramente hipotética, dado que no podemos llegar allí ni ellos venir aquí. Por ahora, el jurado está con nuestro modelo. Los cosmólogos han contemplado la idea de universos bebé durante muchos años, pero no comprendemos el proceso de nacimiento. Si las fluctuaciones cuánticas pudiesen crear nuevos universos, también podrían crear muchas otras cosas — por ejemplo, una galaxia completa. Para que un escenario como el nuestro explique el universo que vemos, tiene que predecir que la mayor parte de las galaxias surjan como secuelas del Big Bang y no como fluctuaciones aisladas de un universo por otra parte vacío. Si no, nuestro universo sería muy poco natural. La lección final no es un escenario particular para la estructura del espacio-tiempo a escalas ultragrandes. Es la idea de que una notable característica de nuestro cosmos observable – la flecha del tiempo, surgiendo de condiciones de muy baja entropía en los inicios del universo — puede proporcionarnos pistas sobre la naturaleza de universos no observables. Como se mencionó al inicio de este artículo, es genial tener una descripción que encaje con los datos, pero los cosmólogos quieren más que eso: buscamos comprender las leyes de la naturaleza y de nuestro universo particular en el que todo tenga sentido para nosotros. No queremos reducirnos a aceptar las extrañas características de nuestro universo como simples hechos. La drástica asimetría temporal de nuestro cosmos observable parece ofrecernos una pista de algo más profundo — una pista del funcionamiento final del espacio y el tiempo. Nuestra tarea como físicos es usar ésta y otras pistas para unirlas en una descripción convincente. Si el universo observable fuese todo lo que existe, sería casi imposible tener en cuanta la flecha del tiempo de una forma natural. Pero si el universo a nuestro alrededor es sólo una diminuta pieza de un paisaje mucho mayor, las nuevas posibilidades aparecen por sí mismas. Podemos pensar en nuestro universo como sólo una pieza del puzzle, parte de la tendencia de un sistema mayor a incrementar su entropía sin límite en el lejano pasado y en el futuro. Parafraseando al físico Edward Tryon, el Big Bang es más fácil de comprender si no es el comienzo de todo, sino sólo una de esas cosas que sucede cada cierto tiempo. Otros investigadores están trabajando en ideas relacionadas, y cada vez más cosmólogos se toman en serio el problema de la flecha del tiempo. Es muy fácil observar la flecha – sólo tienes que mezclar un poco de leche en tu café. Mientras la viertes puedes contemplar cómo un hecho tan simple puede seguirse hacia atrás hasta el inicio de nuestro universo observable, y tal vez, más allá. fuente -

Registrate y eliminá la publicidad! Llegan las primeras cámaras digitales que sacan fotos en 3D Fujifilm presentó en la feria mundial de fotografía conocida como Photokina , que se realiza en Alemania, una cámara que logra tomar imágenes en 3D: Fujifilm FinePix Real 3D System El equipo, que aún no está disponible , cuenta con 2 lentes que están separados entre 6 y 7 centímetros uno del otro (como los ojos). Y el sistema de la cámara "Real 3D" procesa las imágenes en tiempo real para producir el truco de mostrar la imagen en forma estereoscópica , que las hace aparecer como si estuvieran flotando en el aire y con sensación de profundidad . Está equipada con un chip de Procesador Real de Fotografía 3D, que combina la doble imagen con el campo del zoom, la exposición y el foco a la vez, empujándolos a la pantalla LCD y logrando la imagen en 3D. La cámara 3D de Fujifilm planea lanzarse el año que viene, pero la compañía también está analizando en incorporarle características de grabación de video HD fuente -

Registrate y eliminá la publicidad! Nuevas notebooks Apple Pese a que por los rumores previos en Internet se creía que Apple lanzaría un equipo de alrededor de 800 dólares, la compañía de California no exageró. Bajó el precio de su línea económica de 1100 dólares a 999 dólares. Esto lo hizo en el marco de una presentación en la que la empresa mostró su nueva línea de notebooks. Ver modelos y precios de notebooks En su edificio corporativo, en Cupertino; California, la firma presentó una actualización en sus equipos móviles. Las novedades incluyen el agregado de placas de video NVIDIA en sus productos, un nuevo trackpad que el usuario configura a su gusto para interactuar con el equipo y, sobre todo, un carcasa de aluminio, como el de la Mac Air, para toda la nueva gama. Entre las novedades en las Macbook y las Macbook Pro, Apple presentó una pequeña actualización en la famosa Mac Air, ahora el equipo puede tener un disco de estado sólido de 128 GB. También incluye placa de video NVIDIA GeForce de 256 MB compartidos con la memoria RAM principal. En cuanto a las especificaciones el modelo más económico, Macbook de 999 dólares en Estados Unidos, tiene un peso de 2,04 kilogramos; un ancho de 32,5 centímetros y un grosor de 2,4 cms. Puede utilizar un procesador Intel Core 2 Duo de 1,2 Ghz con 2GB de memoria RAM. Incluye la placa NVIDIA GeForce 9400M de 256 MB compartidos. El sistema operativo es Mac OS X Leopard. En el evento Jobs, CEO de la firma, hizo un breve comentario sobre su salud diciendo que tenía 110/70 de presión arterial. El estado del ejecutivo, que superó un cáncer hace cuatro años, fue cuestionado últimamente luego de ser visto en sus últimas apariciones públicas mucho más delgado que unos meses atrás fuente <a href='http://b.t.net.ar/www/delivery/ck.php?n=a2afc290&amp;cb=INSERT_RANDOM_NUMBER_HERE' target='_blank'><img src='http://b.t.net.ar/www/delivery/avw.php?zoneid=58&amp;cb=INSERT_RANDOM_NUMBER_HERE&amp;n=a2afc290' border='0' alt='' /></a>

Registrate y eliminá la publicidad! QUE ES UNA TARJETA GRAFICA DE GAMA ALTA Muchas veces hablamos de tarjetas gráficas agrupándolas en tres categorías, gráficas de gama alta, de gama media y de gama baja. La cuestión es ¿en que nos podemos basar para esta clasificación? Bien, para empezar es una clasificación relativamente inexacta y cambiante, ya que lo que ayer se consideraba una gráfica de gama alta es posible que hoy sea tan solo una gráfica de gama media debido a los continuos avances en este tipo de dispositivos, pero que siempre representa a las series más altas de ambas marcas. En general, al hablar de gráficas de gama alta nos solemos referir al tope de gama de cada marca (ATI y nVidia), es decir, a gráficas con un muy alto rendimiento, que cumplen con los requerimientos más exigentes del momento y que son capaces de manejar con fluidez los últimos juegos salidos al mercado en su máxima calidad, y que están diseñadas para trabajar bajo Windows Vista (de hecho, algunas de sus propiedades solo están disponibles bajo este sistema operativo). Como ya hemos dicho, se trata de tarjetas con un gran rendimiento... pero también se trata de tarjetas con un alto consumo... y un precio nada despreciable. En la actualidad esta gama está compuesta por las siguientes series de tarjetas: nVidia: En nVidia podemos considerar como tarjetas gráficas de gama alta a las siguientes: - GeForce GTX 280 y GTX 260 - GeForce serie 9800 - GeForce serie 8800 Se trata de gráficas que cumplen con los requisitos de los juegos más exigentes, PCIe 2.0, soporte para DirectX 10.1, al menos 512MB de memoria integrada (normalmente DDR3, DDR4 o DDR5). Soportan sin problemas los requerimientos de los juegos más exigentes del mercado y ofrecen una calidad excelente en reproducción de vídeo HD DVD/Blu-ray. En los modelos superiores de estas series podemos encontrar gráficas de doble GPU, en todos los casos soportan la tecnología SLI y en algunos modelos SLI Triple. Las series 200 y 9800 soportan la tecnología HybridPower, que cuando se están utilizando aplicaciones con poca carga gráfica permite pasar automáticamente de usar la tarjeta GeForce a usar la GPU GeForce de menor rendimiento (en el caso de placas GPU dual) o la GPU GeForce de la placa base (en placas base compatibles con esta tecnología), lo que disminuye sustancialmente el consumo y proporciona un funcionamiento más silencioso del ordenador. Por lo general cuentan con los últimos avances en gráficas que nVidia ofrece. AMD-ATI: En AMD-ATI esta gama está representada por las siguientes series: - Radeon HD 4600 - Radeon HD 3800 - Radeon HD 3600 Al igual que ocurre con las nVidia, se trata de lo más desarrollado dentro de la gama de ATI, con soporte PCIe 2.0, DirectX 10.1, modelos con doble GPU, soporte para CrossFire y CrossFireX, memoria desde 512MB de memoria integrada (DDR3, DDR4 y DDR5), compatibles con los juegos más exigentes del mercado, soporte completo y máximo rendimiento en vídeo HD DVD/Blu-ray... En definitiva, todo aquello que un exigente gammer puede pedir. Resumen: Cuando nos referimos a gráficas de gama alta, en ambas marcas estamos hablando de gráficas de altísimas prestaciones, precio considerable (este tipo de gráficas suele ser bastante caro) y, por lo general, tamaño grande (en algunos casos realmente muy grande), que por su sistema de refrigeración necesitan al menos dos ranuras de expansión, y que por su alto consumo necesitan fuentes de alimentación potentes (de al menos 600 watios), con conectores específicos de alimentación para PCIe. Son gráficas que para dar todo su rendimiento necesitan estar montadas en una placa base de alta calidad y con procesadores potentes, ya que el ritmo de trabajo que son capaces de soportar debe ser seguido por el resto del sistema. fuente <a href='http://b.t.net.ar/www/delivery/ck.php?n=a2afc290&amp;cb=INSERT_RANDOM_NUMBER_HERE' target='_blank'><img src='http://b.t.net.ar/www/delivery/avw.php?zoneid=58&amp;cb=INSERT_RANDOM_NUMBER_HERE&amp;n=a2afc290' border='0' alt='' /></a>

Registrate y eliminá la publicidad! Cual es la capacidad real de un disco duro POR QUE HAY UNA DIFERENCIA ENTRE LA CAPACIDAD QUE ANUNCIA EL FABRICANTE DE UN DISCO DURO Y LA CAPACIDAD REAL UNA VEZ FORMATEADO. Es muy normal que compremos un disco duro de 250GB y cuando lo formateamos nos encontremos con que este disco tan sólo tiene 232.83GB. La razón de ésto es muy fácil de explicar, y es la siguiente: Los fabricantes, o al menos la gran mayoría de ellos, más que nada por tema de comodidad y porque en un disco limpio (sin dar ningún formato) así se hace, utilizan el sistema decimal para medir la capacidad de los discos, de forma que 1GB equivale a 1.000.000.000 de bytes, lo que permite medidas exactas en la capacidad de los discos (40GB, 80GB, 100GB... 250GB, 320GB). De esta forma un disco duro de 250.000.000.000 de bytes nos da un disco de 250GB de capacidad. Pero en informática, a la hora de medir capacidades, no se utiliza el sistema decimal, sino el sistema binario, y la base de cálculo en capacidad es el octetos (8 bits), y no es múltiplo de 10, sino de 8, al igual que el resto de sus múltiplos. De esta forma, 1 Byte = 1 octeto = 8 bits. Esta forma de cálculo hace que 1 kilobyte (KB) no se sea igual a 1.000 bytes, sino a 1.024 bytes, y así sucesivamente, de forma que 1 megabyte (MB) = 1.024 KB x 1.024 = 1.048.576 Bytes. Si tenemos esto en cuenta, 1GB no es igual a 1.000.000.000 de Bytes, sino a 1.073.741.824 Bytes. Luego si hacemos la cuenta sobre un disco duro con una capacidad total (antes de formatearlo) de 250.000.000.000 de Bytes nos resulta un total de 232.83GB (250.000.000.000/1.073.741.824), que es la capacidad real utilizable de ese disco, ya que el número de Bytes que contiene un disco duro dependiendo de su capacidad sí que es un número fijo. Esto hace que cada 100GB se produzca un pérdida (que no es tal en realidad, sino el fruto de trabajar con dos sistemas diferentes de medida) de 6.87GB aproximadamente. Evidentemente, a mayor capacidad del disco va a ser mayor esta pérdida (17.17GB para 250GB, 21.98GB para 320GB, 51.52 para 750GB y así sucesivamente). Para intentar paliar en lo posible la confusión que esto produce se está empezando a utilizar el término Gigibyte (giga binary byte), dándole a éste un valor de 1.073.741.824 Bytes, y manteniendo para el término Gigabyte un valor de 1.000.000.000 de Bytes. La abreviatura de gigibite es GiB, siempre con la i en minúscula y la G y la B en mayúscula. Luego según esto un disco duro de 250.000.000.000 de bytes = 250GB = 232.83GiB. Otras medidas que están adoptando esta nueva denominación son el kilibyte (KiB), igual a 1024 Bytes o el mebibyte (MiB), igual a 1.048.576 Bytes. Pero ¿que pasa en la práctica con esto? Pues pasa que como todos los cambios de este tipo son lentos de implementar... y más aun de que los usuarios nos acostumbremos a ellos, a lo que hay que sumarle la poca difusión que éstos suelen tener a nivel del usuario en general. Además, vende más decir que ofrecemos un disco duro de 250GB que decir que ofrecemos un disco duro de 232.83GiB, aunque sea exactamente lo mismo. fuente <a href='http://b.t.net.ar/www/delivery/ck.php?n=a2afc290&amp;cb=INSERT_RANDOM_NUMBER_HERE' target='_blank'><img src='http://b.t.net.ar/www/delivery/avw.php?zoneid=58&amp;cb=INSERT_RANDOM_NUMBER_HERE&amp;n=a2afc290' border='0' alt='' /></a>

Grabar archivos .BIN, .ISO, .NRG, .IMG y .MDF Primero decir que los archivos *.nrg *.iso *.bin *.img y *.mdf son archivos imagen creados con distintos programas y que contienen todo el contenido del CD. Los archivos *.cue *.ccd *.sub y *.mds son archivos que contienen información sobre las imágenes. Voy a explicar la grabación con Nero, ya que en su última versión admite la grabación de prácticamente todas las imágenes creadas con otros programas de grabación. ARCHIVOS *.NRG Son archivos creados con Nero Burning Rom. Simplemente sigue estos pasos. 1º Inicia el asistente del Nero. 2º Selecciona CD y haz click en Siguiente. 3º Selecciona Compilar un nuevo CD y haz click en Siguiente. 4º Selecciona Otros formatos de CD y clica en Siguiente. 5º Selecciona Crear un CD a partir de un archivo imagen, clica en Siguiente y después en Finalizar. 6º En la nueva ventana que aparece selecciona el archivo imagen que tenga la extensión *.nrg y haz click en Abrir. 7º En esta ventana puedes elegir la opción que desees, personalmente recomiendo desactivar Simular y marcar solo Grabar. ARCHIVOS *.ISO Son archivos creados con Easy CD creator, aunque este tipo de archivos se ha convertido en el estándar de las imágenes de CD. Lo podrás grabar fácilmente con el Nero. 1º Inicia el asistente del Nero. 2º Selecciona CD y haz click en Siguiente. 3º Selecciona Compilar un nuevo CD y haz click en Siguiente. 4º Selecciona Otros formatos de CD y clica en Siguiente. 5º Selecciona Crear un CD a partir de un archivo imagen, click en Siguiente y después en Finalizar. 6º En la nueva ventana que aparece selecciona Mostrar todos los archivos y marca el archivo imagen que tenga la extensión *.iso y haz click en Abrir. 7º En esta ventana puedes elegir la opción que desees, personalmente recomiendo desactivar Simular y marcar solo Grabar. ARCHIVOS *.BIN Son archivos creados con el programa CDRWin. Lo podrás grabar con él, pero yo siempre uso el Nero. OPCIONAL: En la mayoría de las ocasiones los archivos *.bin vienen acompañados de otro pequeño archivo el *.cue. Estos son los pasos a seguir si se dispone del archivo *.cue (Si no lo tienes sáltate esta parte y ve a la de abajo). 1º Inicia el asistente del Nero. 2º Selecciona CD y haz click en Siguiente. 3º Selecciona Compilar un nuevo CD y haz click en Siguiente. 4º Selecciona Otros formatos de CDy clica en Siguiente. 5º Selecciona Crear un CD a partir de un archivo imagen, click en Siguiente y después en Finalizar. 6º En la nueva ventana que aparece selecciona mostrar todos los archivos y marca el archivo que tenga la extensión *.cue y haz click en Abrir. 7º En esta ventana puedes elegir la opción que desees, ya sabes que pienso. Estos son los pasos para grabar un *.bin si dispones del archivo *.cue En caso de que NO dispongas del archivo *.cue también lo podrás grabar con el Nero. 1º Inicia el asistente del Nero. 2º Selecciona CD y haz click en Siguiente. 3º Selecciona Compilar un nuevo CD y haz click en Siguiente. 4º Selecciona Otros formatos de CD y clica en Siguiente. 5º Selecciona Crear un CD a partir de un archivo imagen, click en Siguiente y después en Finalizar. 6º En la nueva ventana que aparece haz click donde pone Tipo y selecciona Todos los archivos, selecciona el archivo que tenga la extensión *.bin y haz click en Abrir. 7º En esta nueva ventana deja todas las opciones como están excepto, el Tamaño de Bloque (Bytes) que lo tienes que cambiar a 2352. Click en Aceptar. 8º En esta ventana puedes elegir la opción que te parezca mejor. ARCHIVOS *.IMG Estos archivos han sido creados con el programa CloneCD. También se puede usar el Nero. Los archivos *.ccd y *.sub también son archivos del CloneCD contienen información sobre la imagen. OPCIONAL: Al contrario que los *.bin los *.img no suelen llevar *.cue, pero a veces se da el caso. Estos son los pasos a seguir si se dispone del archivo *.cue (Si no lo tienes sáltate esta parte). 1º Inicia el asistente del Nero. 2º Selecciona CD y haz click en Siguiente. 3º Selecciona Compilar un nuevo CD y haz click en Siguiente. 4º Selecciona Otros formatos de CD y clica en Siguiente. 5º Selecciona Crear un CD a partir de un archivo imagen, click en Siguiente y después en Finalizar. 6º En la nueva ventana que aparece selecciona ver todos los archivos y marca el archivo que tenga la extensión *.cue y haz click en Abrir. 7º En esta ventana puedes elegir la opción que decidas. Estos son los pasos para grabar un *.img si dispones del archivo *.cue En caso de que NO dispongas del archivo *.cue también lo podrás grabar con el Nero. 1º Inicia el asistente del Nero. 2º Selecciona CD y haz click en Siguiente. 3º Selecciona Compilar un nuevo CD y haz click en Siguiente. 4º Selecciona Otros formatos de CD y clica en Siguiente. 5º Selecciona Crear un CD a partir de un archivo imagen, click en Siguiente y después en Finalizar. 6º En la nueva ventana que aparece haz click donde pone Tipo y selecciona Todos los archivos, selecciona el archivo que tenga la extensión *.img y haz click en Abrir. 7º En esta nueva ventana deja todas las opciones como están excepto, el Tamaño de Bloque (Bytes) que lo tienes que cambiar a 2352. Click en Aceptar. 8º En esta ventana puedes elegir la opción que prefieras ARCHIVOS *.MDF Estos archivos han sido creados con el programa Alcohol 120. También se puede usar el Nero, pero solo la última versión la 6 Ultra Edition, que contiene los plugins. Las demás no reconocen este tipo de archivos y necesitaras el Alcohol 120 para grabarlos. Los archivos *.mds también son archivos del Alcohol 120 y contienen información sobre la imagen. 1º Inicia el asistente del Nero. 2º Selecciona CD y haz click en Siguiente. 3º Selecciona Compilar un nuevo CD y haz click en Siguiente. 4º Selecciona Otros formatos de CD y clica en Siguiente. 5º Selecciona Crear un CD a partir de un archivo imagen, click en Siguiente y después en Finalizar. 6º En la nueva ventana que aparece haz click donde pone Tipo y selecciona Todos los archivos, selecciona el archivo que tenga la extensión *.mdf y haz click en Abrir. 7º En esta nueva ventana deja todas las opciones como están excepto, el tamaño de Bloque (Bytes) a seleccionar debe ser 2048. Click en Aceptar. 8º En esta ventana puedes elegir la opción que prefieras. Estos son los archivos imagen que se usan habitualmente y, si sigues correctamente todos los pasos, podrás obtener tu CD de forma rápida y sin problemas. fuente

Registrate y eliminá la publicidad! Las mujeres mas ricas del mundo El dato surge de un ránking elaborado por la presitigiosa revista Forbes. Según un ranking que armó la revista Forbes, las mujeres millonarias son cada vez más jóvenes . En una de sus listas sobre las chicas en el mundillo de los negocios, está segunda la hija del primer ministro del Líbano y sexta la creadora de Harry Potter. En un ranking de ambos géneros, la segunda persona joven más rica del planeta, detrás del creador de Facebook Mark Zeckerberg, es Hind Hariri. Tiene 24 años, es la hija del fallecido primer ministro del Líbano Rafik Al-Hariri y, para las revistas, la soltera más codiciada del planeta. La segunda millonaria en la lista es Yang Huiyan, 26 años, china. La fortuna también se la transfirió su padre el día que le pasó el 58% de la inmobiliaria Country Garden. Yang fue a la universidad de Beijing, estudia marketing en Ohio y está casada: su boda se puede ver en YouTube. Pero no todo son veinteañeras ricas en la lista. El año pasado, entre las millonarias sólo había dos mujeres menores de 40. Hoy son siete, y seis de ellas no hicieron más que heredar para figurar en el ranking. Tres de ellas son turcas, son las hijas del magnate Aydin Dogan. La menor, Begumhan, 31 años, graduada de Stanford University, preside el holding de medios familiar. Su hermana Hanzade, de 36, dirige la empresa de diarios. A Vuslat, de 37, también se le dio por el negocio editorial y además se casó con otro millonario, Aleg Ismail Sabanci. Además de mucho dinero, las chicas tienen estilo y glamour. La china Chu Lam Yiu fue la más joven en tener su primer millón. Fundó la compañía Huabao International hace diez años y se hizo rica vendiendo fragancias y sabores para cigarrillos, detergentes, bebidas y cosméticos. A los 38 años es la cabeza de la compañía. Otra china Zhang Xin, de 43 años, quebró el rango de 20 a 40 años. Fue costurera a los 14 en Hong Kong y hoy, junto a su marido tienen una de las principales constructoras del país. En el mismo rubro está la rusa Elena Baturina, esposa del intendente de Moscú. Pero la más famosa es la escritora Joanne (J.K.) Rowling, de 42, autora de los libros de Harry Potter, la única escritora megamillonaria del planeta. fuente

Registrate y eliminá la publicidad! Los peligros de descargar juegos de internet Los ciberdlincuentes pusieron la mira en los videogames. Un estudio asegura que casi el 64% de los archivos relacionados con los videojuegos en redes P2P están infectados con malware. Las amenazas más frecuentes. El creciente número de aficionados a los videojuegos resulta muy tentador para los criminales online, ya que estos jugadores tienen muchas características de las que sacar provecho: datos bancarios, información de tarjetas de crédito, potentes computadoras siempre conectadas a la red, cuentas de juegos online… Por ello, no es de extrañar que los cibercriminales hayan incrementado notablemente los ataques contra los gamers durante los últimos doce meses. El número de programas de malware que roban las contraseñas y los datos de acceso para juegos online se ha incrementado de forma constante, sobrepasando incluso el número de troyanos bancarios existentes. También especialmente peligroso para los jugadores de PC son las descargas de cheats (trucos) y otros añadidos desde redes P2P. Los gamers visitan habitualmente de estas redes, en búsqueda de archivos con los que poder acceder a trucos y demás ampliaciones para juegos de PC, por lo que constituyen el principal punto de infección. Los datos de los análisis más recientes de los laboratorios de seguridad de G DATA muestran que el porcentaje de archivos infectados alcanzó un 63,7% durante el segundo trimestre de 2008, lo cual representa un nivel extremadamente alto. Junto a los servicios de intercambio de archivos en redes P2P, los mayores culpables de que se produzcan este tipo de infecciones son los propios usuarios. Muchos jugadores desactivan los firewall durante su partida o navegan sin suite de seguridad alguna instalada. Los jugadores online tienen todo lo que los ciberdelincuentes necesitan para exprimir al máximo su potencial: PCs potentes, largos periodos online, conexiones ADSL veloces y soluciones de seguridad desactivadas frecuentemente o no actualizadas. Top cinco del malware encontrado en archivos P2P relacionados con los 20 videojuegos para PC más vendidos: 1. 32,6% Trojan-Downloader.Win32.Bagle.qv: Es la versión P2P del gusano Bagle. Carga malware como recolectores de direcciones de e-mail y puertas traseras, entre otros. 2. 15,1% P2P-Worm.Win32.P2PAdware.a: Muestra advertencias y simulaciones como, entre otras, un ataque de virus a la computadora y recomienda escanearlo con un software anti-spyware falso. Entonces, se invita al usuario a visitar una página web para comprar la versión completa de dicha solución trampa, apoderándose en dicho momento de los datos de sus tarjetas de crédito. 3. 9,3% P2P-Worm.Win32.Padonak.b: Se instala a sí mismo como servicio en la máquina infectada, cargándose cada vez que se inicia el sistema. Entonces, busca en las carpetas de la computadora programas P2P y se copia con un nuevo nombre en forma de formato ZIP o RAR, para aumentar su difusión. 4. 8,3% Trojan-Dropper.Win32.Peerad.a: Carga componentes adicionales desde un servidor de malware y los instala en el sistema. Contacta con servidores de anuncios y genera clicks para hacerle ganar dinero al autor del código malicioso. 5. 3,1% P2P-Worm.Win32.Kapucen.b: realiza la misma acción que el malware ubicado en la posición 3 fuente

Registrate y eliminá la publicidad! PEPSI MUSIC 2008 El festival más popular sponsoreado por una gaseosa contará con la presencia confirmada de Dave Matthews Band, The Cult, The Hives, Kymani Marley y Andrés Calamaro y una ola de rumores que incluyen a Kiss, The Offspring, B-52s y Loquillo. Está confirmado que la jornada de apertura contará con la presencia de The Hives, entre otros y será el 13 de Septiembre en el estadio Pepsi Music, mientras que el resto de las fechas serán en el Club Ciudad de Buenos Aires. Las entradas para esa fecha se venden en forma exclusiva para tarjetas CITI del 15 al 29 de Junio, inclusive y con otras formas de pago a partir del 30. Las entradas ya se encuentras en venta en el Estadio Pepsi Music (sin costo de service charge), en La Trastienda Club, en los locales Ticketek, Locuras (Once, Morón, Flores, Belgrano, Palermo y Barrio Norte), Lee-Chi (Barrio Norte - La Plata) y llamando a Ticketek al 5237-7200. En La Plata llamando al 447-7200, en Rosario 527-7200, en Bahia Blanca 485-720, en Mar del Plata 432-7200, en Mendoza 476-7200, en Neuquen 436-7200, en Rosario 527-7200 y en Córdoba 571-7200. Se podrá comprar con todas las tarjetas y en efectivo en: Mendoza 2467 (Belgrano), Viamonte 560 Local 6 (Centro), Cosme Beccar 274 (San Isidro), Estadio Pepsi Music (Nuñez) - El resto de los puntos de venta no venderán ni entregarán entradas hasta el 1º de Agosto. Puntos de venta: * Estadio Pepsi Music: Av. Del Libertador 7395 (Sin Service Charge).- * Puntos De Venta: Viamonte 560 (locales 6 y 8).- * Internet: ACÁ * Teléfono: 5237-7200 (Ticketek) * La Trastienda Club * Locuras (Once, Morón, Flores, Belgrano, Palermo y Barrio Norte) * Lee-Chi (Barrio Norte - La Plata) FECHA APERTURA: Fecha: Sábado 13 de Septiembre, 20hs.- Lugar: Estadio Pepsi Music, Av Del Libertador 7395.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Platea: $150.- Campo: $90.- Puntos de venta: Estadio Pepsi Music: Av. Del Libertador 7395.- Puntos De Venta: Viamonte 560 (locales 6 y 8).- * Teléfono: 5237-7200 (Ticketek) * La Trastienda Club * Locuras (Once, Morón, Flores, Belgrano, Palermo y Barrio Norte) * Lee-Chi (Barrio Norte - La Plata) DÍA 1: Fecha: Viernes 26 de Septiembre, 20hs.- Lugar: Club Ciudad de Buenos Aires, Av Del Libertador 7501.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Generales: $60.- - Grilla y Horarios: KyMani Marley Los Cafres Cultura Profética Gondwana Los Pericos Amparanoia DÍA 2: Fecha: Sábado 27 de Septiembre, 20hs.- Lugar: Club Ciudad de Buenos Aires, Av Del Libertador 7501.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Generales: $60.- - Grilla y Horarios: Catupecu Machu Arbol Kapanga Carajo Cadena Perpetua Karamelo Santo DÍA 3: Fecha: Domingo 28 de Septiembre, 20hs.- Lugar: Club Ciudad de Buenos Aires, Av Del Libertador 7501.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Generales: $60.- - Grilla y Horarios: Babasónicos Massacre El Otro Yo Leo Garcia Adicta DÍA 4: Fecha: Jueves 2 de Octubre, 20hs.- Lugar: Club Ciudad de Buenos Aires, Av Del Libertador 7501.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Generales: $90.- - Grilla y Horarios: A Confirmar DÍA 5: Fecha: Viernes 3 de Octubre, 20hs.- Lugar: Club Ciudad de Buenos Aires, Av Del Libertador 7501.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Generales: $90.- -Grilla y Horarios: Dave Matthews Band Fito Paez El Cuarteto de Nos La Portuaria DÍA 6: Fecha: Sábado 4 de Octubre, 20hs.- Lugar: Club Ciudad de Buenos Aires, Av Del Libertador 7501.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Generales: $75.- - Grilla y Horarios: The Cult Las Pelotas Bulldog DÍA 7: Fecha: Domingo 5 de Octubre, 20hs.- Lugar: Club Ciudad de Buenos Aires, Av Del Libertador 7501.- Cómo Llegar: Tren: Gral. Bme. Mitre (Estación Núñez, Ramal Tigre).- Colectivos: 15-28-29-38-42-130.- Precios: Generales: $90.- - Grilla y Horarios: Andrés Calamaro Auténticos Decadentes Los Tipitos Estelares