El Blog de BioApuntes

EL CONTROL DE LA GLICEMIA

Sun, 16 Apr 2006 23:49:36 +0100

Las células del organismo humano, particularmente las células cerebrales, necesitan un continuo aprovisionamiento de energía. Ésta se libera, principalmente, de la glucosa transportada a las células por la sangre.
El plasma sanguíneo de una persona normal contiene 1 gramo de glucosa por litro de sangre. Es la glicemia normal aún después de una comida, más rica en carbohidratos; raramente excede los 1,5 gramos por litro.

¿Qué papel juega el hígado en la regulación de la glucosa?

Para responder esta pregunta es necesario recordar un hecho de anatomía humana y, en seguida, analizar varias observaciones efectuadas por científicos a lo largo del tiempo.

El hígado y la vesícula biliar están situados en la parte anterior derecha del abdomen y están conectados entre sí por conductos denominados vías biliares. A pesar de esta conexión y del hecho de que ambos desempeñan algunas funciones comunes, son en realidad órganos muy diferentes. El hígado, que tiene forma de cuña, es la fábrica de elementos químicos del organismo. Se trata de un órgano complejo que desempeña muchas funciones vitales, desde regular la cantidad de dichos elementos, hasta producir sustancias que intervienen en la coagulación de la sangre durante una hemorragia. Por otra parte, la vesícula biliar es una pequeña bolsa en forma de pera en donde se almacena la bilis (una secreción hepática que facilita la digestión de los alimentos).

El hígado es la víscera más voluminosa y, en algunos aspectos, el órgano más complejo del cuerpo humano. Una de sus principales funciones es descomponer las sustancias tóxicas absorbidas por el intestino o producidas en cualquier parte del organismo que elimina, como subproductos inocuos, por la bilis o la sangre. Los subproductos vertidos en la bilis pasan al intestino y son expulsados del cuerpo en las deposiciones. Los riñones filtran los subproductos vertidos en la sangre que serán expulsados en la orina
El hígado produce casi la mitad del colesterol del organismo; el resto proviene de los alimentos. Un 80 por ciento del colesterol producido por el hígado se utiliza para la formación de la bilis. El colesterol es una parte esencial de todas las membranas celulares y es necesario para la producción de ciertas hormonas, como los estrógenos, la testosterona y la adrenalina.
Además, el hígado transforma las sustancias que contienen los alimentos digeridos en proteínas, grasas e hidratos de carbono.
El azúcar se almacena en forma de glucógeno, que se descompone y pasa a la sangre en forma de glucosa si el organismo lo necesita, por ejemplo, cuando disminuye el valor normal de glucosa en la sangre
Otra de las funciones del hígado es la de fabricar (sintetizar) varios compuestos importantes, especialmente las proteínas, que el organismo utiliza para realizar diferentes funciones. Entre estos compuestos figuran también sustancias utilizadas en el proceso de coagulación de la sangre, que se denominan factores de coagulación.
El hígado recibe sangre tanto del intestino como del corazón. Pequeños capilares de la pared intestinal desembocan en la vena porta, la cual penetra en el hígado. Luego, la sangre circula a través de una red de pequeños canales internos, en el interior del hígado, donde se procesan los nutrientes digeridos y cualquier sustancia nociva. La arteria hepática lleva la sangre desde el corazón al hígado y aporta el oxígeno, el colesterol y otras sustancias que esta víscera procesa. Finalmente, la sangre procedente del intestino y la que proviene del corazón se mezclan y circulan nuevamente de vuelta al corazón a través de la vena hepática.
Las disfunciones del hígado se dividen en dos grupos: las causadas por la disfunción de las propias células hepáticas (como la cirrosis o la hepatitis) y las causadas por una obstrucción del flujo de bilis secretado por el hígado a través de las vías biliares (como los cálculos biliares o el cáncer).

LA EXPERIENCIA DE CLAUDE BERNARD EN 1885

Este científico francés aisló un hígado e hizo pasar una corriente de agua por la vena porta, recogiendo el líquido que salía por la vena hepática. Observó trazas de glucosa en el líquido recogido, pero éstas desaparecieron rápidamente. Se trataba de glucosa proveniente de la sangre de todos los capilares hepáticos. Cuando ya no aparecía glucosa, el hígado – se decía- estaba lavado.
Bernard dejó el hígado lavado, sin precauciones especiales en su laboratorio. Habiendo hecho la misma experiencia al día siguiente, constató de nuevo la presencia de glucosa en el líquido.
Para explicar estos resultados, Bernard sugirió que el hígado tenía una sustancia incorporada en sus tejidos, que denominó glucógeno; esta sustancia era la responsable de la aparición de glucosa. Cuando falta la glucosa en la sangre, el hígado hidroliza su glucógeno, para proporcionar glucosa; cuando se ingiere un exceso de carbohidratos, es posible que las células hepáticas se llenen de glucógeno.
El proceso de hidrólisis del glucógeno hepático, que produce moléculas de glucosa, se denomina GLUCOGENOLISIS

El proceso de deshidratación de “n” moléculas de glucosa para originar glucógeno se denomina GLUCOGÉNESIS

Regulación de la concentración sanguínea de azúcar: Insulina y glucagón

Más de un millón de pequeños racimos de células conocidas como islotes de Langerhans se encuentran dispersos por todo el páncreas. Alrededor del 70% de las células de estos islotes son células beta, que producen la hormona insulina. Las células alfa secretan la hormona glucagón. Tanto aquella como éste son proteínas.
La insulina ejerce una influencia generalizada sobre el metabolismo, pero su efecto principal es facilitar la absorción de glucosa en casi todo el cuerpo, especialmente en las células musculares y adiposas. Al estimular la absorción de glucosa de la sangre por las células, la insulina reduce la concentración sanguínea de ese carbohidrato. Las células son muy permeables a la glucosa y no necesitan insulina para tomarla de la sangre. Sin embargo, la insulina incrementa la cantidad de glucocinasa, una enzima que fosforila la glucosa dentro de los hepatocitos, de modo que ya no pueden salir de ellos por difusión. De ese modo, la insulina atrapa la glucosa. La hormona también estimula la glucogénesis (formación de glucógeno) y el almacenamiento de glucógeno dentro del hígado, así como la síntesis de proteínas y almacenamiento de grasas.
El glucagón antagoniza la acción de la insulina. Su principal efecto es incrementar la concentración de glucosa en la sangre por estímulo de la glucogenólisis (conversión de glucógeno a glucosa) dentro del hígado y de la gluconeogénesis (producción de glucosa a partir de otros nutrientes). El glucagón moviliza los ácidos rasos y aminoácidos junto con la glucosa.
El sistema insulina-glucagón es un poderoso mecanismo de acción rápida que permite mantener las concentraciones sanguíneas de glucosa dentro de límites muy estrechos. Las neuronas cerebrales son las células que más dependen de la presencia de una concentración adecuada de glucosa en la sangre, ya que no son capaces de utilizar otros nutrientes como combustible.

Regulación de la concentración de insulina y glucagón

La secreción de insulina y glucagón es controlada por la concentración de azúcar en la sangre. Después de una comida, cuando la concentración de glucosa aumenta como resultado de la absorción intestinal, las células beta son estimuladas para secretar una mayor cantidad de insulina. Luego, conforme las células extraen glucosa de la sangre empieza a descender; cuando cae debajo del nivel normal entre comidas, que es de unos 90 a 70 mg/100 ml de sangre, las células alfa de los islotes comienzan a secretar glucagón. La glucosa es movilizada desde los almacenes hepáticos, con lo cual la concentración se normaliza.

Wakawaka

Fri, 18 Feb 2005 23:49:00 +0100

Hola!!! gracias po invitarme a participar en tu blog

Formaci�n del Universo

Thu, 17 Feb 2005 23:35:00 +0100

Teor�a del Big Ban
De acuerdo a la teor�a del Big Ban (gran explosi�n), nuestro universo entero naci� repentinamente cuando un solo punto, m�s peque�o y m�s caliente de lo que podemos imaginar, estall� con una tremenda potencia.
La teor�a del big bang est� relacionada con un universo en expansi�n. En los a�os 20, Edwin Hubble descubri� que hay millones de galaxias en el universo y que �stas est�n alej�ndose de nosotros a velocidades enormes, a su vez galaxias m�s lejanas se alejaban de nosotros con m�s rapidez, y las galaxias pr�ximas se alejaban mucho m�s lentamente.
La edad del Universo es de aproximadamente diez o veinte mil millones de a�os.
Esto se esperar�a ver si el universo hubiera comenzado en una explosi�n. Los fragmentos expulsados a m�s velocidad por la explosi�n habr�an tenido tiempo de alejarse m�s en el espacio que los fragmentos m�s lentos.
Hubble descubri� que la raz�n entre la distancia y la velocidad de una galaxia es constante, este valor se conoce como la constante de Hubble. Esto significaba que en el pasado, en el comienzo, todas las galaxias del universo estaban amontonadas en el mismo lugar al mismo tiempo.
Los cient�ficos calcularon el tiempo que deb�an haber necesitado las galaxias para llegar a su posici�n actual, calculando que la edad del universo est� entre ocho y doce mil millones de a�os y la edad de las estrellas m�s viejas de la V�a L�ctea en catorce mil millones de a�os.
La paradoja ser�a que las estrellas m�s viejas podr�an ser m�s viejas que el propio universo, hasta que los c�lculos se refinen.
Luego de la explosi�n se formaron los quarks y leptones, las unidades constituyentes de las part�culas elementales. Adem�s, la �nica fuerza unificada original se separ� en las cuatro fuerzas que hoy conocemos: gravedad, electromagnetismo y las fuerzas nucleares fuerte y d�bil.
Y esto fue s�lo en la primera diezmilmillon�sima de segundo. Las siguientes en formarse fueron las propias part�culas, incluyendo los protones, los neutrones y los electrones.
Luego se formaron los primeros n�cleos a partir de protones y neutrones; y luego los n�cleos y los electrones sueltos se mezclaron en un gas llamado plasma (que es diferente a la materia de su sangre).
Finalmente, los electrones, los neutrones y los protones se unieron en �tomos, los familiares bloques constituyentes del mundo tal como hoy los conocemos. En un instante,este �material� se hab�a extendido hasta proporciones c�smicas.
La primera evidencia importante del big ban, descubierta en 1965, fue la existencia de una radiaci�n de microondas procedente del espacio profundo.
Si el universo naci� a partir de un punto muy caliente y ha estado expandi�ndose y enfri�ndose desde entonces, ahora deber�a estar a una temperatura de aproximadamente -270 grados Celsius, precisamente la temperatura de la radiaci�n de microondas de los cuerpos celestes. Pero, �qu� hab�a antes del big bang?. Muy probablemente, nada, una nada inestable parecida a un vac�o.
Las galaxias (galaxia del griego: leche) son agrupaciones de estrellas. La V�a L�ctea, es una galaxia en forma de espiral, el ella vivimos. Su di�metro aproximado de ochenta mil a�os luz y contiene unos 10.000 millones de estrellas.
Fue vista por los griegos como un chorro de leche derramada en el cielo por la diosa Hera tras negarse a que Hermes mamara de su seno. En 1924 Edwin Hubble demostr�, que nuestra galaxia no era �nica.
La galaxia m�s pr�xima es Andr�meda, visible por el humano a simple vista, pero situada a 2.400.000 a�os luz, (2.400.000 a�os x 365 d�as x 24horas x 60 minutos x 60 segundos x 300.000 Kil�ometros por segundo). La galaxia m�s lejana es la 4C4 1.17, est� a 12.000 millones de a�os luz.
Formaci�n de n�cleos y �tomos
Desde ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos despu�s del principio tuvieron lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los protones (n�cleos de hidr�geno) y n�cleos de deuterio en n�cleos de helio (cada uno con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros n�cleos ligeros, en un proceso conocido como nucleos�ntesis.
S�lo algo menos del 25% del material nuclear termin� en forma de helio, y el resto (salvo una fracci�n de un 1%) en forma de hidr�geno. No obstante, la temperatura a�n era demasiado alta para que estos n�cleos pudieran capturar electrones y formar �tomos estables.
Algo m�s de 30 minutos despu�s del principio, la temperatura del Universo era de 300 millones de grados, y la densidad hab�a disminuido espectacularmente hasta ser s�lo un 10% de la del agua.
Los n�cleos de hidr�geno y helio, con carga positiva, coexist�an con electrones libres (de carga negativa); debido a su carga el�ctrica, tanto los n�cleos como los electrones segu�an interaccionando con los fotones. La materia se encontraba en un estado denominado plasma, similar al estado de la materia que existe en la actualidad en el interior del Sol.
Esta actividad prosigui� durante unos 300.000 a�os, hasta que el Universo en expansi�n se enfri� hasta la
temperatura que existe hoy en la superficie del Sol, unos 6.000 �C. Esa temperatura era suficientemente fr�a para que los n�cleos empezaran a capturar electrones y formar �tomos.
Durante los 500.000 a�os siguientes, todos los electrones y n�cleos se unieron de este modo para formar �tomos de hidr�geno y helio. Como los �tomos son en su conjunto el�ctricamente neutros, dejaron de interaccionar con la radiaci�n.
El Universo se hizo transparente por primera vez, al poder pasar los fotones de radiaci�n electromagn�tica junto a los �tomos de materia sin ser perturbados. Es esta radiaci�n, enfriada ya hasta unos -270 �C (3 K), la que detectan los radiotelescopios como microondas de la radiaci�n de fondo.
Esta radiaci�n no ha interaccionado con la materia desde unos cientos de miles de a�os despu�s del principio, y todav�a lleva la huella (en forma de ligeras diferencias en la temperatura de radiaci�n, seg�n las distintas direcciones del cielo) de la distribuci�n de la materia en aquel tiempo.
Las estrellas y galaxias no pudieron empezar a formarse hasta aproximadamente un mill�n de a�os despu�s del principio, una vez que la materia y la radiaci�n se �desacoplaran� seg�n se ha descrito

La V�a L�ctea

Thu, 17 Feb 2005 22:46:00 +0100

V�a L�ctea:
Nuestra Galaxia est� compuesta por entre 100.000.000.000 a 200.000.000.000 estrellas de distinto tipo, gas y polvo, todo unido por la gravedad formando una galaxia de disco. Su forma es compleja, actualmente, no se tiene la certeza si es realmente la de una espiral normal o una espiral barrada, as� como tampoco se sabe cu�ntos componentes independientes tiene ni la dimensi�n relativa que posee.
No obstante esto, se considera que nuestra Galaxia tiene la forma de una lente gigante de unos 100.000 a�os luz de di�metro y un espesor en su parte central de 12.000 a�os luz, considerandose unos 5.000 a�os luz de espesor para el resto.
Nuestro Sistema Solar, se encuentra a 30.000 a�os luz del centro. Est� rodeada por un halo de c�mulos globulares que son visibles para nosotros, no as� el otro halo que es mucho mayor de materia oscura, �sta, es detectable solo por su influencia gravitatoria.
La V�a L�ctea, tambi�n llamada la Galaxia, es un agrupamiento de estrellas con forma de disco, que incluye al Sol y a su sistema solar. Para un observador terrestre, el disco de la Galaxia aparece como una banda d�bilmente luminosa que se puede observar de noche extendi�ndose a trav�s del cielo, sobre todo en las noches de verano claras y sin luna.
Antiguamente a esta banda se la llam� V�a L�ctea (tambi�n Camino de Santiago), nombre que en la actualidad hace referencia a toda la galaxia. La apariencia difusa de esta banda es el resultado de la luz combinada de estrellas demasiado lejanas para poder distinguirlas por separado a simple vista.
Las estrellas individuales que vemos en el cielo son aquellas de la Galaxia que est�n lo suficientemente cerca del sistema solar para distinguirlas por separado. La V�a L�ctea se extiende a trav�s de las constelaciones Perseo, Casiopea y Cefeo.
Se ha descubierto que la V�a L�ctea es una gran galaxia espiral,con varios brazos espirales que se enroscan alrededor de un n�cleo central de un grosor de unos 10.000 a�os luz. Las estrellas del n�cleo central est�n m�s agrupadas que las de los brazos, donde se han encontrado m�s nubes interestelares de polvo y gas. El di�metro del disco es de unos 100.000 a�os luz.
Est� rodeado por una nube de hidr�geno, deformada y festoneada en sus extremos, rodeada a su vez por un halo esf�rico y ligeramente aplastado que contiene muchos c�mulos globulares de estrellas, que se encuentran principalmente encima o debajo del disco.
Este halo puede llegar a ser dos veces m�s ancho que el disco en s�. Adem�s, estudios realizados sobre los movimientos gal�cticos sugieren que el sistema de la V�a L�ctea contiene m�s de 2 billones de veces la masa que contiene el Sol, mucha m�s materia de la que se considera que tiene el disco conocido y los c�mulos
concomitantes.
La V�a L�ctea gira alrededor de un eje que une los polos gal�cticos. Contemplada desde el polo norte gal�ctico, la
rotaci�n de la V�a L�ctea se produce en el sentido de las agujas del reloj, arrastrando los brazos espirales.
El periodo de rotaci�n aumenta cuando disminuye la distancia desde el centro del sistema gal�ctico. En las proximidades del sistema solar, el periodo de rotaci�n es de algo m�s de 200 millones de a�os luz.
La velocidad del sistema solar debido a la rotaci�n gal�ctica es de unos 270 kil�metros por segundo. Comparado con tales distancias, nuestro Sistema Solar ocupa una cantidad muy diminuta de espacio.

El Sol

Mon, 07 Feb 2005 23:11:00 +0100

El Sol es una estrella caracter�stica de tama�o y luminosidad intermedios. La luz solar y otras radiaciones se producen por la conversi�n del hidr�geno en helio en el interior denso y caliente del Sol.
En su superficie aparecen y desaparecen manchas solares oscuras lindando con intensos campos magn�ticos en ciclos de 11 a�os.
El Sol es una estrella compuesta por m�s de 70 elementos distintos, entre los cuales podemos mencionar al Hidr�geno (81,76%), Helio (18,17%), Ox�geno, Hierro, Magnesio, entre otros que llegan a representar el 0,07% restante. Es un cuerpo gaseoso aunque algunos la consideran dentro del estado de plasma debido a la alta temperatura a la que se encuentra. Est� a 150 millones de kil�metros de la Tierra, su di�metro es aproximadamente de 1�400,000 kil�metros y posee una masa equivalente a 332,000 veces el de la tierra
El Sol es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Es el elemento m�s importante en nuestro sistema solar y el objeto m�s grande que contiene aproximadamente el 98% de la masa total
del sistema solar. Mediante la radiaci�n de su energ�a electromagn�tica, aporta directa o indirectamente toda la energ�a que mantiene la vida en la Tierra, porque todo el alimento y el combustible procede en �ltima instancia de las plantas que utilizan la energ�a de la luz del Sol.
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella t�pica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fen�menos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella m�s cercana al Sol est� a 4,3 a�os luz; para observar los rasgos de su superficie comparables a los que se pueden ver de forma habitual en el Sol, se necesitar�a un telescopio de casi 30 km de di�metro. Adem�s, un telescopio as� tendr�a que ser colocado en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atm�sfera de la Tierra.

Distancia a la Tierra	Densidad	Temperatura	Edad	Masa	Duraci�n del d�a
149'597,890 km	1.41 g/cm³	5.770 K 5,503.85 �C	4,600'000,000 a�os terrestres	1.99 x 10³⁰ kg	26 d�as 19 horas y 12 minutos terrestres

El Sistema Solar

Mon, 07 Feb 2005 22:55:00 +0100

Sistema formado por el Sol, nueve planetas y sus sat�lites, asteroides, cometas, meteoroides, polvo y gas interplanetario.
Las dimensiones de este sistema se especifican en t�rminos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astron�mica (UA).
Una UA corresponde a 150 millones de kil�metros.
El planeta m�s distante conocido es Plut�n, su �rbita est� a 39,44 UA del Sol.
La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar llamada heliopausa� se supone que se encuentra a 100 UA.
Los cometas, sin embargo, son los m�s lejanos del Sol; sus
�rbitas son muy exc�ntricas, extendi�ndose hasta 50.000 UA o m�s.
El Sistema Solar es el �nico sistema planetario existente conocido, aunque en 1980 se encontraron algunas estrellas relativamente cercanas rodeadas por un envoltorio de material orbitante de un tama�o indeterminado o acompa�adas por objetos que se suponen que son enanas marrones o enanas pardas. Muchos astr�nomos creen probable la existencia de numerosos sistemas planetarios de alg�n tipo en el Universo.

Teor�as sobre el origen

A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar forman probablemente una familia com�n; parece ser que se originaron al mismo tiempo.
Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema est� la hip�tesis nebular del fil�sofo alem�n Immanuel Kant y del astr�nomo y matem�tico franc�s Pierre Simon de Laplace. De acuerdo con dicha teor�a una nube de gas se fragment� en anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos cient�ficos a considerar algunas hip�tesis de cat�strofes como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por las mareas se dispersar�an en lugar de condensarse para formar los planetas.
Las teor�as actuales conectan la formaci�n del Sistema Solar con la formaci�n del Sol, ocurrida hace 4.700 millones de a�os. La fragmentaci�n y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo, provocada quiz� por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formaci�n de una nebulosa solar primordial.

EVOLUCI�N: Evidencias del proceso

Mon, 07 Feb 2005 22:44:00 +0100

Hace 200 millones de a�os, al tiempo que aparecieron
los primeros dinosaurios, surgieron tambi�n las primeras criaturas con pelos y manos, de tama�o parecido a una musara�a. Pose�an dientes afilados y, probablemente h�bitos nocturnos. Se alimentaban de insectos y gusanos y complementaban su dieta con frutos y, eventualmente, con huevos. Su metabolismo les permit�a un buen control de su temperatura corporal. Fueron los primeros mam�feros.

Durante 130 millones de a�os, la omnipresencia de los reptiles de gran tama�o dificult� la aparici�n de mam�feros grandes, aunque durante ese tiempo se fue perfeccionando el modelo de reproducci�n. Las hembras de los mam�feros adquirieron gran �tero que permit�a un desarrollo sostenido de los embriones y apareci� la placenta como elemento importante en el mamtenimiento del desarrollo fetal.

Estos mam�feros sobrevivieron comparativamente bien a la gran crisis que se produjo al final de la Era Secundaria, mientras que todos los reptiles terrestres de gran tama�o desaparecieron.

En ese momento, los mam�feros pudieron ocupar nichos ecol�gicos que hab�an dejado libres los grandes reptiles y comenzaron a aumentar de tama�o, produci�ndose un episodio muy r�pido de radiaci�n adaptativa, con la consiguiente diversificaci�n de los mam�feros. Un grupo peque�o de animales,los primates, se adapt� a la vida en los �rboles. La mayor�a de las caracter�sticas del grupo pertenece a la adaptaci�n a la vida arb�rea.

ARA�A DE RINC�N: Un Peligro Latente

Mon, 07 Feb 2005 16:39:00 +0100

CARACTER�STICAS GENERALES
Se ubica en lugares oscuros y tranquilos, detr�s de muebles, cortinas y cuadros, en entretechos, despensas, closet, cajones, estanter�as, etc.
Trabaja de noche.
Su cuerpo en forma de pera mide entre 8 y 12 mm. de largo, y las patas extendidas poseen dimensiones entre 8 y 30 mm.
Es de color caf�, siendo m�s oscuro el abdomen que el t�rax y las patas; est� cubierta de vellos finos y abundantes.
Fabrica una tela laxa y desordenada.
Las mordeduras ocurren, principalmente en los dormitorios, mientras la persona duerme o al momento de vestirse.
La suceptibilidad del ser humano al veneno es muy variable
SINTOMATOLOG�A

Dolor punzante y localizado
Hichaz�n y eritema de la zona
Compromiso de estado general.
REACCIONES

Local: ocurre en un 85 a 90 % de los casos
Sist�mica: dentro de las primeras 24 horas se observa un compromiso del
estado general.
Requiere de tratamiento adecuado y oportuno.
Puede causar la muerte.
PRIMEROS AUXILIOS

1.Tratar de capturar la ara�a deposit�ndola cuidadosamente en un recipiente con tapa.
2. Llevar a la v�ctima al Servicio de Urgencia a la brevedad.
3. Tranquiilizar al afectado.
�COMO PREVENIR SUS MORDEDURAS?

1. Mantener limpio y ordenado
2. Aspirar los rincones y lugares de dif�cil acceso
3. Revisar ropa y vestientas antes de usarlos
4. Evitar que los ni�os jueguen con cajas o juguetes de bodegas

INVITACI�N

Mon, 07 Feb 2005 16:28:00 +0100

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