Origen del Universo

Radiación cósmica

Incluso cuando todas las demás fuentes de ondas de radio son eliminadas, algunos ruidos parásitos aparecen en las radios más sofisticadas. Parte de esta radiación proviene de la energía que quedó después del Big Bang, la explosión que dio origen al Universo. Como muestra este mapa obtenido por el satélite Explorador de Fondo Cósmico, la radiación de fondo cósmica no es del todo uniforme.

M. Tegmark, A. de Oliveria-Costa, M. Devlin, B. Netterfield, L. Page & E. Wollack, Astrophysical Journal, 474, L77

Origen del Universo, aparición en un momento definido del pasado de toda la materia y energía existentes en la actualidad; se trata de un acontecimiento postulado por la teoría cosmológica generalmente aceptada. Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió en un instante definido, entre 13.500 y 15.500 millones de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho provinieron del descubrimiento por parte del astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la década de 1920, de que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por Albert Einstein también predice esta expansión. Si los componentes del Universo se están separando, esto significa que en el pasado estaban más cerca, y retrocediendo lo suficiente en el tiempo se llega a la conclusión de que todo salió de un único punto matemático (lo que se denomina una singularidad), en una bola de fuego conocida como Gran Explosión o Big Bang. El descubrimiento en la década de 1960 de la radiación de fondo cósmica, interpretada como un “eco” del Big Bang, fue considerado una confirmación de esta idea y una prueba de que el Universo tuvo un origen.

No hay que imaginarse el Big Bang como la explosión de un trozo de materia situado en el vacío. En el Big Bang no sólo estaban concentradas la materia y la energía, sino también el espacio y el tiempo, por lo que no había ningún lugar “fuera” de la bola de fuego primigenia, ni ningún momento “antes” del Big Bang. Es el propio espacio lo que se expande a medida que el Universo envejece, alejando los objetos materiales unos de otros.

INFLACIÓN

Nacimiento de las fuerzas fundamentales

Un segundo después del Big Bang ya habían surgido cuatro fuerzas que aún gobiernan el Universo. Estas fuerzas son la gravitación, el electromagnetismo y las interacciones nucleares débil y fuerte. El Universo empezó en un estado de densidad y temperatura inconcebiblemente elevadas, y es muy probable que entonces existiera una única fuerza. A medida que el Universo se expandía y enfriaba, esa fuerza dio lugar a la gravedad, que afecta a todas las partículas, y a una ‘gran fuerza unificada’. Después de la era inflacionaria, en la que el Universo multiplicó repetidamente su tamaño a un ritmo fabuloso, la gran fuerza unificada originó la interacción nuclear fuerte que conocemos actualmente, y que es la responsable de mantener unidos los núcleos atómicos, y la fuerza electrodébil, una combinación de electromagnetismo e interacción nuclear débil. Cuando el Universo tenía aproximadamente 10-8 s (una cienmillonésima de segundo) de antigüedad, la fuerza electrodébil se dividió en la interacción nuclear débil, que rige la radiactividad, y el electromagnetismo.

La teoría inflacionaria, teoría estándar del origen del Universo, implica un proceso denominado inflación, y se basa en una combinación de las ideas cosmológicas con la teoría cuántica y la física de las partículas elementales. Si tomamos como tiempo cero el momento en que todo surgió a partir de una singularidad, la inflación explica cómo una “semilla” extremadamente densa y caliente que contenía toda la masa y energía del Universo, pero de un tamaño mucho menor que un protón, salió despedida hacia afuera en una expansión que ha continuado en los miles de millones de años transcurridos desde entonces. Según la teoría inflacionaria, este empuje inicial fue debido a procesos en los que una sola fuerza unificada de la naturaleza se dividió en las cuatro fuerzas fundamentales que existen hoy: la gravitación, el electromagnetismo y las interacciones nucleares fuerte y débil. Esta breve descarga de antigravedad surgió como una predicción natural de los intentos de crear una teoría que combinara las cuatro fuerzas (véase Teoría de la gran unificación).

La fuerza inflacionaria sólo actuó durante una minúscula fracción de segundo, pero en ese tiempo duplicó el tamaño del Universo 100 veces o más, haciendo que una bola de energía unas 10²⁰ veces más pequeña que un protón se convirtiera en una zona de 10 cm de extensión (aproximadamente como una naranja grande) en sólo 15 × 10^-33 segundos. El empuje hacia afuera fue tan violento que, aunque la gravedad está frenando las galaxias desde entonces, la expansión del Universo continúa en la actualidad.

Aunque siguen debatiéndose los detalles del funcionamiento de la inflación, los cosmólogos creen entender todo lo que ha ocurrido con posterioridad, desde que el Universo tenía una diezmilésima de segundo de antigüedad, cuando la temperatura era de un billón de grados y la densidad era en todas partes la que existe actualmente en el núcleo de un átomo. En esas condiciones, las partículas materiales como electrones o protones eran intercambiables con energía en forma de fotones (radiación). Los fotones perdían energía, o desaparecían por completo, y la energía perdida se convertía en partículas. Al contrario, las partículas desaparecían y su energía reaparecía como fotones, según la ecuación de Einstein E = mc². Aunque estas condiciones son extremas en comparación con nuestra experiencia cotidiana, corresponden a energías y densidades estudiadas rutinariamente en los actuales aceleradores de partículas: por eso los teóricos están convencidos de entender lo que ocurría cuando todo el Universo se hallaba en ese estado.

A medida que el Universo se iba enfriando, los fotones y las partículas materiales ya no tenían suficiente energía para ser intercambiables, y el Universo, aunque seguía expandiéndose y enfriándose, empezó a estabilizarse en un estado en el que el número de partículas permanecía constante (materia estable bañada en el calor de la radiación). Una centésima de segundo después del “principio”, la temperatura había caído hasta los 100.000 millones de grados, y los protones y neutrones se habían estabilizado. Al principio había el mismo número de protones que de neutrones, pero durante un tiempo las interacciones entre estas partículas y los electrones de alta energía convirtieron más neutrones en protones que protones en neutrones. Una décima de segundo después del principio, ya sólo había 38 neutrones por cada 62 protones, y la temperatura había bajado a 30.000 millones de grados. Algo más de un segundo después del nacimiento del Universo sólo había 24 neutrones por cada 76 protones, la temperatura había descendido hasta 10.000 millones de grados, y la densidad de todo el Universo “sólo” era 380.000 veces superior a la del agua.

Para entonces, el ritmo de los cambios estaba decelerando. Fueron necesarios casi 14 segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3.000 millones de grados, momento en que las condiciones fueron lo suficientemente suaves para permitir los procesos de fusión que se producen en una bomba de hidrógeno (véase Armas nucleares) o en el corazón del Sol. En esa fase, los protones y neutrones individuales empezaron a permanecer unidos al colisionar, formando un núcleo de deuterio (hidrógeno pesado) antes de separarse por efecto de nuevas colisiones. Algo más de tres minutos después del principio, el Universo era unas 70 veces más caliente que el centro del Sol en la actualidad. Se había enfriado hasta sólo 1.000 millones de grados. Para entonces únicamente había 14 neutrones por cada 86 protones, pero llegados a ese punto los núcleos de deuterio no sólo podían formarse sino también sobrevivir como núcleos estables a pesar de las colisiones. Esto hizo posible que algunos neutrones de la bola de fuego del Big Bang sobrevivieran hasta el momento actual.

FORMACIÓN DE NÚCLEOS Y ÁTOMOS

Desde ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos después del principio tuvieron lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los protones (núcleos de hidrógeno) y núcleos de deuterio en núcleos de helio (cada uno con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros núcleos ligeros, en un proceso conocido como nucleosíntesis. Sólo algo menos del 25% del material nuclear terminó en forma de helio, y el resto (salvo una fracción de un 1%) en forma de hidrógeno. No obstante, la temperatura aún era demasiado alta para que estos núcleos pudieran capturar electrones y formar átomos estables.

Algo más de 30 minutos después del principio, la temperatura del Universo era de 300 millones de grados, y la densidad había disminuido espectacularmente hasta ser sólo un 10% de la del agua. Los núcleos de hidrógeno y helio, con carga positiva, coexistían con electrones libres (de carga negativa); debido a su carga eléctrica, tanto los núcleos como los electrones seguían 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 prosiguió durante unos 300.000 años, hasta que el Universo en expansión se enfrió hasta la temperatura que existe hoy en la superficie del Sol, unos 6.000 ºC. Esa temperatura era suficientemente fría para que los núcleos empezaran a capturar electrones y formar átomos. Durante los 500.000 años siguientes, todos los electrones y núcleos se unieron de este modo para formar átomos de hidrógeno y helio. Como los átomos son en su conjunto eléctricamente neutros, dejaron de interaccionar con la radiación. El Universo se hizo transparente por primera vez, al poder pasar los fotones de radiación electromagnética junto a los átomos de materia sin ser perturbados. Es esta radiación, enfriada ya hasta unos -270 ºC (3 K), la que detectan los radiotelescopios como microondas de la radiación de fondo. Esta radiación no ha interaccionado con la materia desde unos cientos de miles de años después del principio, y todavía lleva la huella (en forma de ligeras diferencias en la temperatura de radiación, según las distintas direcciones del cielo) de la distribución de la materia en aquel tiempo. Las estrellas y galaxias no pudieron empezar a formarse hasta aproximadamente un millón de años después del principio, una vez que la materia y la radiación se “desacoplaran” según se ha descrito.

MATERIA OSCURA

Hay otro componente del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que surgió del Big Bang y desempeñó un importante papel en la formación de galaxias. Al igual que las teorías de la gran unificación predicen la inflación, que es lo que los cosmólogos necesitan para que el Universo “arranque”, estas teorías también predicen la existencia de otras formas de materia, que resultan ser precisamente lo que necesitan los cosmólogos para explicar la existencia de estructura en el Universo. Los astrónomos saben desde hace décadas que hay mucha más materia en el Universo de la que podemos ver. La existencia de esta materia se manifiesta a través de la atracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo que afecta a la forma en que se mueven. Al menos hay 10 veces más materia oscura en el Universo que materia luminosa, y puede que haya hasta 100 veces más. No es posible que toda esta materia se halle en la forma de la materia que conocemos (a veces llamada materia bariónica), porque en ese caso no funcionaría el modelo del Big Bang resumido aquí. En particular, la cantidad de helio producida en el Big Bang no coincidiría con la cantidad observada en las estrellas más antiguas, que se formaron poco después.

Las teorías de la gran unificación predicen que en la primera fracción de segundo de la existencia del Universo también debería haberse producido a partir de la energía una gran cantidad de materia de otro tipo (llamada materia oscura). Esta materia tendría la forma de partículas que no participan en interacciones electromagnéticas ni en ninguna de las dos interacciones nucleares, y sólo se ven afectadas por la cuarta fuerza fundamental, la gravedad. Estas partículas se conocen como WIMP, acrónimo inglés de ‘partículas masivas de interacción débil’.

La única forma en que las WIMP afectan al tipo de materia de la que estamos formados (materia bariónica) es a través de la gravedad. La consecuencia más importante de ello es que, cuando el Universo surgió del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se desacoplaron, las irregularidades en la distribución de las WIMP en el espacio crearon enormes “baches” gravitatorios que frenaron el movimiento de las partículas de materia bariónica. Esto habría posibilitado la formación de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de galaxias en el Universo, en una estructura esponjosa formada por hojas y filamentos arrollados alrededor de “burbujas” oscuras carentes de galaxias.

LA CONVERGENCIA DE LA FÍSICA Y LA COSMOLOGÍA

Aunque quedan por averiguar muchos detalles —en particular, la forma exacta en que se forman las galaxias—, este modelo estándar de las primeras etapas evolutivas del Universo descansa sobre bases sólidas. Las teorías de la gran unificación predicen tanto la inflación como la presencia de materia oscura, sin las cuales la cosmología tendría graves problemas. Sin embargo, estas teorías fueron desarrolladas de forma aislada de la cosmología, sin pensar que sus resultados podían aplicarse al Universo en su conjunto. Las medidas de la actual radiación de fondo revelan la temperatura que existía en el Universo en la fase de nucleosíntesis, y llevan a la predicción de que el 25% de la materia de las estrellas antiguas debería encontrarse en forma de helio, lo que coincide con las observaciones. Además, la estructura detallada de ondulaciones en la radiación de fondo, detectada por el satélite COBE, revela la influencia de materia oscura que actuó gravitatoriamente sobre la materia luminosa algunos cientos de miles de años después del principio y formó el tipo de estructuras a gran escala que corresponde a la distribución actual a gran escala de las galaxias. La coincidencia entre los hallazgos de la física de partículas (el mundo de lo extremadamente pequeño) obtenidos en experimentos terrestres y la estructura del Universo en expansión (el mundo de lo extremadamente grande) deducida de las observaciones astronómicas es lo que convence a los cosmólogos de que, si bien quedan detalles por resolver, la idea general del origen del Universo es esencialmente correcta.

miércoles, 15 de septiembre de 2010

Rayos cósmicos

Los rayos cósmicos son partículas subatómicas extremadamente energéticas que viajan por el espacio exterior a velocidades próximas a la de la luz. Los rayos cósmicos galácticos, originados a muchos años luz de distancia, permiten estudiar el espacio remoto. Esta fotografía, tomada a finales de la década de 1940 con una emulsión fotográfica especial (Kodak NT4), muestra una colisión de una partícula de rayos cósmicos con una partícula de la película. La partícula de rayos cósmicos produjo la traza que empieza en la esquina superior izquierda, colisionó con un núcleo (en el centro) y produjo una lluvia de partículas subatómicas.

Victor F. Hess

El físico austriaco nacionalizado estadounidense Victor F. Hess fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 1936 por sus investigaciones sobre los rayos cósmicos.

© The Nobel Foundation

 

Rayos cósmicos, partículas subatómicas procedentes del espacio exterior que tienen una energía elevada debido a su gran velocidad. Fueron descubiertos cuando se comprobó que la conductividad eléctrica de la atmósfera terrestre se debía a la ionización causada por radiaciones de alta energía. El físico estadounidense de origen austriaco Victor Franz Hess demostró en 1911 que la ionización atmosférica aumenta con la altitud, y sacó la conclusión de que la radiación debía proceder del espacio exterior. El descubrimiento de que la intensidad de radiación depende de la latitud, implica que las partículas que forman la radiación están eléctricamente cargadas y son desviadas por el campo magnético terrestre.

PROPIEDADES

Las tres propiedades fundamentales de una partícula de rayos cósmicos son: su carga eléctrica, su masa en reposo y su energía. La energía depende de la masa en reposo y la velocidad. Los distintos métodos de detección de rayos cósmicos proporcionan información sobre una combinación determinada de estas propiedades. Por ejemplo, el trazado que deja un rayo cósmico en una emulsión fotográfica depende de su carga y su velocidad; un espectrógrafo de ionización determina su energía. Los distintos detectores se montan en globos de gran altitud o en vehículos espaciales para efectuar medidas fuera de la atmósfera. Para cada tipo de partícula, con su correspondiente masa y carga, se determina la cantidad de partículas que llegan según las distintas energías.

Alrededor del 87% de los rayos cósmicos son protones (núcleos de hidrógeno), y aproximadamente el 12% son partículas alfa (núcleos de helio) (véase Radiactividad). También hay elementos más pesados, pero en cantidades mucho menores. Por comodidad, los científicos dividen los restantes elementos en ligeros (litio, berilio y boro), medios (carbono, nitrógeno, oxígeno y flúor) y pesados (todos los demás elementos). Los elementos ligeros constituyen aproximadamente el 0,25% de los rayos cósmicos. Teniendo en cuenta que estos elementos sólo representan alrededor de una milmillonésima parte de toda la materia del Universo, se cree que los rayos cósmicos de elementos ligeros se deben en parte a la fragmentación de rayos cósmicos más pesados al colisionar con protones, algo que sucede necesariamente al atravesar el espacio interestelar. La abundancia de elementos ligeros en los rayos cósmicos permite deducir que los rayos atraviesan antes de llegar a la Tierra una cantidad de materia equivalente a una capa de agua de 4 cm de espesor. Los elementos medios están presentes en los rayos cósmicos en una proporción aproximadamente 10 veces mayor a la del resto de la materia del Universo, y en el caso de los elementos pesados el factor es del orden de 100, lo que sugiere que al menos las fases iniciales de aceleración de los rayos cósmicos hasta las energías observadas se producen en regiones ricas en elementos pesados.

Las energías de las partículas de los rayos cósmicos se miden en gigaelectronvoltios (un gigaelectronvoltio, o GeV, equivale a mil millones de electronvoltios) por cada protón o neutrón del núcleo. La distribución de las energías nucleónicas de los rayos cósmicos tiene su máximo en 0,3 GeV, valor que corresponde a una velocidad de dos tercios de la velocidad de la luz; a energías mayores, la proporción de partículas es menor, aunque se han detectado indirectamente partículas de hasta 10¹¹ GeV a través de la lluvia de partículas secundarias que se crea cuando colisionan con núcleos de la atmósfera. En nuestra galaxia, los rayos cósmicos suponen un promedio de 1 electronvoltio de energía por cada centímetro cúbico de espacio.

Basta un campo magnético extremadamente débil para desviar los rayos cósmicos de una trayectoria rectilínea; un campo de 3 × 10^-6 gauss, como el que se cree que existe en el espacio interestelar, basta para obligar a un protón de 1 GeV a describir una trayectoria curva con un radio de 10^-6 años luz (10 millones de km). Una partícula de 10¹¹ GeV gira con un radio de 10⁵ años luz, aproximadamente el tamaño de la galaxia. Por tanto, el campo magnético interestelar impide que los rayos cósmicos lleguen a la Tierra directamente desde su origen, y las direcciones de llegada tienen una distribución isotrópica (independiente de la dirección) incluso para las energías más altas.

En la década de 1950 se descubrieron ondas de radio procedentes del disco de la Vía Láctea y se interpretaron como radiación de sincrotrón debida a electrones de alta energía que giran en campos magnéticos interestelares. La intensidad del componente electrónico de los rayos cósmicos, aproximadamente el 1% de la intensidad de los protones de la misma energía, coincide con el valor deducido para el espacio interestelar en general a partir de las ondas de radio antes citadas.

ORIGEN

El origen de los rayos cósmicos sigue sin estar claro. El Sol emite rayos cósmicos de baja energía en los periodos en que se producen grandes erupciones solares, pero estos fenómenos son demasiado infrecuentes para explicar la mayor parte de los rayos cósmicos. Tampoco las erupciones de otras estrellas semejantes al Sol pueden explicar estos rayos. Las explosiones de supernovas son responsables al menos de la aceleración inicial de gran parte de los rayos cósmicos, ya que los restos de dichas explosiones son potentes fuentes de radio, que implican la presencia de electrones de alta energía. A partir de estas observaciones y de la frecuencia conocida de las supernovas, podría deducirse que estas fuentes proporcionan suficiente energía para compensar la que nuestra galaxia pierde a través de los rayos cósmicos, aproximadamente 10³⁴ julios cada segundo. Se cree que los núcleos de los elementos pesados se forman precisamente en las supernovas, por lo que es comprensible que los rayos cósmicos sean ricos en estos elementos si proceden de ellas. También se cree que en el espacio interestelar se produce una aceleración adicional como resultado de las ondas de choque procedentes de las supernovas que se propagan hasta allí. No existen pruebas directas de que las supernovas contribuyan de forma significativa a los rayos cósmicos. Sin embargo, la teoría sugiere que las estrellas binarias de rayos X, como Cygnus X-3, pueden ser fuentes de rayos cósmicos. En esos sistemas, una estrella normal cede masa a su compañera, una estrella de neutrones o un agujero negro.

Los estudios radioastronómicos de otras galaxias muestran que también contienen electrones de alta energía. Los centros de algunas galaxias emiten ondas de radio con mucha mayor intensidad que la Vía Láctea, lo que indica que contienen fuentes de partículas de alta energía. No se conoce el mecanismo físico que produce esas partículas.

Quasar

Este radiomapa en falso color de un quasar fue realizado por el VLA, un radiotelescopio con una enorme multiantena en Nuevo México (EEUU). El núcleo extremadamente brillante del quasar (mancha roja de arriba) emite un chorro concentrado de materia de gran potencia (línea de manchas rojas). Se cree que los quasares son los núcleos de alta energía de galaxias jóvenes muy lejanas y que sus extraordinarias cantidades de energía pueden provenir de grandes agujeros negros en sus núcleos. Como la luz de un quasar tarda miles de millones de años en llegar a la Tierra, los astrónomos pueden estudiarlos para aprender sobre las etapas más primitivas de la historia del Universo.

NRAO/Photo Researchers, Inc.

Quasar o Cuásar, acrónimo de quasi-stellar radio source (fuente de radio cuasiestelar), cualquier objeto semejante a las estrellas con un espectro que presenta un fuerte desplazamiento hacia el rojo; está aparentemente muy lejos y emite enormes cantidades de energía.

PRIMEROS DESCUBRIMIENTOS

Los primeros quasares, descubiertos a finales de 1950, fueron identificados como fuentes de una intensa radioemisión (véase Radioastronomía). En 1960, al usar el telescopio de 508 cm del Observatorio Monte Palomar en California para examinar las posiciones de estas fuentes, los astrónomos observaron objetos cuyos espectros mostraban unas líneas de emisión que no se podían identificar. En 1963, el astrónomo estadounidense de origen holandés Maarten Schmidt descubrió que estas líneas de emisión no identificadas en el espectro del quasar 3C 273 eran líneas ya conocidas pero que mostraban un desplazamiento hacia el rojo mucho más fuerte que en cualquier otro objeto conocido.

CARACTERÍSTICAS

Una causa del desplazamiento hacia el rojo es el efecto Doppler, que desplaza la longitud de onda de la luz emitida por los objetos celestes hacia el rojo (mayor longitud de onda) cuando los objetos se alejan de la Tierra. Objetos distantes como las galaxias se apartan de la Tierra a causa de la expansión del Universo. Por su desplazamiento hacia el rojo, los astrónomos pueden calcular la velocidad de ese alejamiento. La ley de Hubble (véase Cosmología), que establece que la velocidad de alejamiento causada por la expansión del Universo es directamente proporcional a la distancia del objeto, indica que el quasar 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra.

A finales de la década de 1980, se habían identificado varios miles de quasares y se había determinado el desplazamiento hacia el rojo de unos cientos de ellos. Si consideramos que el desplazamiento hacia el rojo está realmente provocado por el alejamiento de la galaxia, estos quasares se estarían alejando a una velocidad de más del 93% de la velocidad de la luz. De acuerdo con la ley de Hubble, su distancia sería, por tanto, de más de 10.000 millones de años luz y su luz habría estado viajando prácticamente durante toda la existencia del Universo. En 1991, investigadores del Observatorio Monte Palomar descubrieron un quasar a una distancia de 12.000 millones de años luz. A juzgar por la energía que se recibe en la Tierra desde objetos tan distantes, algunos quasares producen más energía que 2.000 galaxias —uno, el S50014 + 81, puede ser 60.000 veces más brillante que nuestra Vía Láctea.

No obstante, las radiomediciones, combinadas con el hecho de que las ondas electromagnéticas emitidas por algunos quasares varían mucho en un periodo de pocos meses, indican que los quasares deben ser mucho más pequeños que las galaxias normales. Como el tamaño de una fuente de radiación fluctuante no puede ser mucho mayor que la distancia que recorrería la luz de un extremo del objeto al otro, los astrónomos consideran que los quasares variables no pueden ser mayores de un año luz, es decir, 100.000 veces menores que la Vía Láctea.

La única explicación satisfactoria para que un mecanismo produzca tal cantidad de energía en un volumen relativamente pequeño es la absorción de grandes cantidades de materia por un agujero negro. Los astrónomos creen que los quasares son agujeros negros supermasivos rodeados de materia que gira a su alrededor; esta materia emite energía al caer en el agujero negro. En 1998, datos obtenidos por el telescopio espacial Hubble mostraban que, probablemente, los quasares son parte de grandes galaxias elípticas.

martes, 14 de septiembre de 2010

El Universo cercano. El cosmos que nos rodea

Cuando una persona mira hacia lo alto en una noche clara puede ver la Luna, un par de planetas y cientos de estrellas. Si se encuentra lejos del resplandor de las luces de la ciudad podrá apreciar la Vía Láctea, un cinturón difuso de luz cruzando el oscuro cielo. Se puede preguntar por esos mundos distantes. ¿Qué otros planetas están ahí fuera? ¿Cómo son? ¿Estarán habitados? ¿A qué distancia se encuentran las estrellas? ¿Cuántas son? ¿Qué es la Vía Láctea?

La Tierra, como pueden apreciar los astronautas desde el espacio, es básicamente de color azul, con remolinos blancos de nubes y partes ocres que se corresponden con las masas continentales. El color azulado de nuestro planeta procede de los océanos, que cubren más del 70% de la superficie terrestre, así como de la atmósfera, que dispersa la luz solar. La Tierra rota sobre su eje, inclinado unos 23° sobre el plano de la órbita que describe alrededor del Sol. El Hemisferio norte aparece inclinado hacia el Sol durante seis meses —la primavera y el verano septentrionales—, mientras que durante otros seis meses —la primavera y el verano meridionales— el Hemisferio sur es el que se muestra ladeado hacia el Sol. La atmósfera de la Tierra se compone en un 78% de nitrógeno y en un 21% de oxígeno, estando el resto compuesto por argón, dióxido de carbono, vapor de agua y otros gases. La atmósfera protege a la superficie de la Tierra de los rayos ultravioleta, así como de otras formas de radiación perjudiciales para la vida. La zona de aire, suelo y agua capaz de sostener la vida en la Tierra se denomina biosfera. La corteza del planeta, con un grosor comprendido entre los 5 y los 90 km, está compuesta por rocas que contienen silicio, hierro y otros minerales. La corteza flota sobre una capa de roca parcialmente fundida denominada manto, que alcanza los 2.900 km bajo la superficie terrestre. Más allá del manto se encuentra el núcleo del planeta, formado por hierro y níquel.

La Luna, nuestro vecino más próximo

El objeto más brillante en nuestro cielo nocturno es la Luna. Este satélite gira en torno a la Tierra a una distancia media de 384.400 km, unas 30 veces el diámetro de la Tierra. El diámetro de la Luna es de unos 3.480 km, y su masa supone el 1,2% de la terrestre, aproximadamente. La Luna carece de atmósfera y de agua líquida. La temperatura media en su superficie oscila entre los -153 °C de la noche y los 107 °C del día. Las principales formaciones lunares son los cráteres, las áreas montañosas, o tierras altas, y los oscuros mares —cuencas relativamente planas que fueron rellenadas por la lava durante un antiguo período de actividad volcánica.

La Luna tarda 29 días en completar una órbita alrededor de la Tierra, un tiempo similar al que emplea en girar sobre su propio eje, por lo que, desde la Tierra, siempre vemos la misma mitad de la Luna, su cara visible. Cuando la Luna se sitúa entre el Sol y la Tierra, su cara visible no recibe la luz solar y nuestro satélite no se puede ver desde la Tierra; en este momento, se dice que estamos en la fase de luna nueva. A continuación, mientras sigue realizando su recorrido en torno a la Tierra, la cara visible comienza a ser iluminada por el Sol; es la fase creciente. Cuando la Luna se desplaza hasta el lugar de la Tierra opuesto al Sol, se ilumina por entero, pudiéndose así contemplar la luna llena en nuestro cielo durante la noche. Mientras regresa al punto situado entre la Tierra y el Sol, entra en la fase menguante, cuando la superficie iluminada va siendo cada vez menor hasta volverse a ocultar en su totalidad.

El Sistema Solar

El Sol

La Tierra y los demás planetas giran en torno al Sol. El Sol, los planetas, sus satélites y otros objetos en órbita constituyen nuestro Sistema Solar. El Sol, en realidad una estrella como las que vemos por la noche, es una bola de gas que tiene un diámetro de 1.392 millones de kilómetros en su ecuador; es casi 333.000 veces más grande que la Tierra. En el núcleo del Sol, una fusión nuclear constante, como la originada por una bomba de hidrógeno, produce cantidades inmensas de energía. La temperatura en el núcleo se estima que alcanza los 15,7 millones de grados centígrados. La energía del núcleo se desplaza con lentitud hacia la cara visible del Sol, denominada fotosfera, irradiándose entonces hacia el espacio. Más alejada de la fotosfera está la corona solar, una atmósfera de gas muy caliente.

La energía del Sol es la más remota fuente energética para las formas de vida de la Tierra. Por medio de la fotosíntesis, las plantas convierten la energía solar en hidratos de carbono (azúcares y almidón). Los animales, incluyendo los seres humanos, dependen de este alimento producido por las plantas. La energía solar absorbida por los seres vivos hace millones de años se ha almacenado bajo la superficie de la Tierra en forma de carbón, gas o petróleo. Esta energía es el carburante que utilizan los medios de transporte, la producción industrial y casi todas las centrales energéticas.

Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y es visible en ocasiones en el horizonte antes del amanecer o inmediatamente después del crepúsculo. Este pequeño planeta es apenas mayor que nuestra Luna. Como la superficie sin atmósfera de Mercurio se calienta durante 88 días terrestres por los abrasadores rayos del Sol, más potentes que en la Tierra, su temperatura llega a alcanzar los 430 °C. Debido a la carencia de atmósfera, la temperatura en este planeta desciende hasta los -180 °C durante la larga noche, que también dura 88 días terrestres.

Venus

El segundo planeta desde el Sol es Venus, que brilla al oeste en el horizonte tras el crepúsculo, y al este, antes del amanecer. Es el planeta más cercano a nosotros y tiene aproximadamente las mismas dimensiones que la Tierra. Además, presenta una composición parecida: una corteza y manto de rocas silíceas, y un núcleo formado por hierro y níquel. Sin embargo, Venus es un verdadero infierno debido a su atmósfera, ardiente y venenosa. Nubes de ácido sulfúrico flotan por encima de una atmósfera compuesta básicamente por dióxido de carbono, el mismo gas invernadero que calienta el clima de la Tierra. Debido a que el dióxido de carbono retiene el calor, la superficie de Venus alcanza los 460 °C. Si pudiéramos contemplar nuestro Sistema Solar desde un punto situado a millones de kilómetros sobre el Polo Norte de la Tierra, veríamos a los planetas girar en torno al Sol en la dirección contraria a las agujas del reloj, así como rotar sobre sus propios ejes en ese mismo sentido. Sin embargo, Venus es único, ya que el movimiento de rotación sigue la dirección de las agujas del reloj, un giro opuesto al de los demás planetas.

Marte

Más lejos de la órbita terrestre se encuentra Marte, el cuarto planeta vecino de la Tierra. Debido a que su superficie está recubierta de una capa de óxido de hierro, Marte aparece en nuestro cielo nocturno como un luminoso punto rojo. Marte cuenta con una estructura interna similar a la terrestre, con una duración de los días casi igual y su eje de rotación está inclinado unos 25° sobre su plano orbital, lo que origina un ciclo de estaciones anuales parecido al de la Tierra. Los casquetes de hielo en los polos de Marte, los cuales contienen agua y dióxido de carbono helados, se expanden en invierno y se contraen en verano. La temperatura de la superficie es de unos -63 °C, comparable a la del invierno en la Antártida, si bien en el invierno marciano pueden descender hasta los -140 °C, más fría que cualquiera de la Tierra. En su ecuador, las temperaturas diurnas pueden alcanzar unos agradables 20 °C. Aparte de la Tierra, Marte quizás sea el planeta más acogedor para la vida, aunque ni el hombre ni los demás animales puedan respirar esa delgada y fría atmósfera de dióxido de carbono y vapor de agua. Los científicos piensan que hace millones de años Marte tuvo un clima notablemente más templado y agua en estado líquido en su superficie, por lo que el planeta podía haber albergado vida. Existe hoy alguna remota posibilidad de que formas de vida primitiva sobrevivan bajo su superficie.

Asteroides

Más allá de Marte, los asteroides, también conocidos como planetas menores o planetoides, giran en torno al Sol. Los científicos han contado más de 9.000, si bien existen varios miles más, pequeños objetos irregulares de metal y roca. Los asteroides carecen de atmósfera y de agua líquida. El mayor es Ceres, una esfera de cerca de 930 km de diámetro. Las colisiones entre los asteroides a veces arrojan fragmentos rocosos denominados meteoroides, que se adentran en las órbitas de los distintos planetas, incluida la Tierra. La mayor parte de los meteoroides son tan pequeños que se desintegran al entrar en la atmósfera terrestre, pero, en ocasiones, algunas de estas rocas alcanzan la superficie terrestre y reciben el nombre de meteoritos.

Júpiter

Fuera del cinturón de asteroides están los llamados planetas exteriores. Júpiter, uno de los objetos más brillantes de nuestro cielo nocturno, es el mayor de los planetas y satélites de nuestro Sistema Solar. Como un gigante gaseoso, igual que todos los planetas exteriores salvo Plutón, Júpiter carece de una superficie sólida. Nubes de amoníaco congelado e hidrosulfato amónico flotan sobre su delgada atmósfera, básicamente compuesta por hidrógeno y helio. La presión en los niveles bajos de la atmósfera condensa el hidrógeno en una niebla hirviente sobre el océano de hidrógeno caliente que conforma la masa del planeta. Júpiter posee al menos 16 lunas o satélites, la mayoría de ellos pequeños y de formas irregulares, excepto cuatro, que son grandes y sólidos: Ganimedes, el mayor satélite de nuestro Sistema Solar (más grande que el planeta Mercurio); Calisto y Europa (cada uno con un tamaño similar al de la Luna terrestre), con superficies heladas que probablemente flotan sobre mares de agua salada en estado líquido; y, finalmente, Io. Algunos científicos piensan que podría existir vida bajo la superficie oceánica de Europa. Io, algo mayor que la Luna terrestre, es el objeto de nuestro Sistema Solar con mayor actividad volcánica.

Saturno

El sexto planeta mayor desde el Sol es Saturno, otro punto luminoso en nuestro cielo, visible por las noches. Es el segundo planeta en tamaño de nuestro Sistema Solar, aunque su densidad es tan baja que podría flotar sobre el agua. Saturno, de la misma manera que Júpiter, posee una atmósfera de hidrógeno y helio que circunda un mar planetario de hidrógeno caliente. Lo más característico de Saturno es su amplia banda de anillos que rodea el planeta; son, en la actualidad, delgados y anchos cinturones compuestos por partículas congeladas. Saturno cuenta con 18 satélites conocidos, siendo Titán el mayor, con un tamaño más grande que el planeta Mercurio. Posee una atmósfera de nitrógeno y metano, y, en apariencia, sus océanos de metano líquido cercan continentes de tierra sólida.

Urano y Neptuno

Los planetas más allá de Saturno están más alejados de la Tierra y se conocen menos. Pueden verse claramente desde la Tierra sólo mediante telescopios. Urano es un gigante gaseoso, cuyo eje de rotación está inclinado 98° respecto a la vertical, por lo que el ángulo en relación con el plano de su órbita es de sólo 8°. Las nubes de metano dan al planeta un color verdoso, aunque en su atmósfera predomina el hidrógeno y podría ocultar un océano de agua. Urano cuenta con un sistema de anillos como el de Saturno. Neptuno es el octavo planeta en cuanto a distancia al Sol, y su tamaño, y quizás también su composición, es similar al de Urano, pero su eje de rotación presenta una inclinación de sólo 29° sobre su plano de órbita. Ambos planetas tienen numerosos satélites.

Plutón

El más remoto y menos conocido de los planetas es el pequeño Plutón que, junto con Caronte, su mayor satélite y casi tan grande como la mitad del propio Plutón, giran entre sí como una pareja de baile. Ciertos astrónomos opinan que Plutón y Caronte son un planeta doble. Otros defienden la idea de que Plutón es demasiado pequeño como para considerarlo un planeta mayor y que debería ser reclasificado como un planeta menor, un asteroide. Plutón parece ser una bola helada de gases congelados que quizás rodeen un núcleo sólido, con una atmósfera reducida compuesta por metano y otros gases.

El Sistema Solar exterior

Más allá de Plutón, existen dos amplias regiones de objetos helados que giran describiendo órbitas a gran distancia del Sol. La primera de ellas es el disco o cinturón de Kuiper, a una distancia entre 30 y 100 veces la que separa la Tierra del Sol, que contiene miles de objetos pequeños congelados que son, de hecho, cometas con órbitas elípticas que se acercan al Sol de manera periódica. Mientras éste los calienta, desarrollan largas colas compuestas de polvo y gases que salen de sus núcleos helados.

Los científicos sospechan que una vasta región esférica denominada nube de Oort está todavía más alejada del Sol, quizás a 50.000 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, casi un año-luz. La nube de Oort puede llegar a contener billones de partículas heladas que giran lentamente en torno al Sol. Los investigadores han sugerido que algunos cometas se han formado en esta nube cuando el paso de estrellas u otras alteraciones precipitaron estos materiales hacia el Sol. Incluso con esta cantidad de objetos que orbitan alrededor del Sol, el espacio entre los planetas es tan amplio que estas partículas heladas pueden estar separadas por millones de kilómetros.

El Sistema Solar en el Universo

El espacio más allá de nuestro Sistema Solar es aún más vacío. La mayor estrella del sistema estelar más cercano al Sol es Alpha Centauri, que brilla en el cielo del hemisferio sur en otoño. Alpha Centauri es, en la actualidad, una estrella triple, un racimo de tres estrellas. A diferencia del Sol, la mayoría de las estrellas del Universo tienen una o más partes asociadas. Alpha Centauri se encuentra a 4,3 años luz de distancia; es decir, a unos 40,7 billones de kilómetros. Esto significa que su luz nos tarda en llegar 4,3 años, aproximadamente lo mismo que tardaría en recibirse allí un mensaje de radio enviado desde la Tierra. Para hacerse idea de esta distancia, imagine que el Sol es un guisante de un centímetro de diámetro (en la realidad es 1,4 x 10¹¹ veces mayor); la Tierra, una partícula invisible de polvo a 1,5 m de distancia; Júpiter, un pequeño grano de mostaza localizado a 8 m; y Alpha Centauri, como dos guisantes y una cereza, situada a 292 km. Nuestras naves espaciales más rápidas pueden llegar a Júpiter en unos cuatro años de viaje, y a esa velocidad tardarían 70.000 años en alcanzar Alpha Centauri. Este es nuestro vecino cósmico más próximo.

En fechas recientes, los astrónomos han comenzado a descubrir planetas que orbitan en torno a estrellas cercanas. Debido a la distancia y a que los planetas de otras estrellas son relativamente oscuros, los científicos sólo han sido capaces de descubrir los mayores. Mediante el uso de nuevas tecnologías, los astrónomos esperan descubrir planetas similares a la Tierra y, posiblemente, hallar evidencias de vida más allá de nuestro Sistema Solar.

Galaxias

El Sol, Alpha Centauri y otras estrellas cercanas forman parte de nuestra galaxia, conocida como Vía Láctea. Contiene unos 300.000 millones de estrellas y se asemeja a un disco plano con una protuberancia en el centro. En el cielo nocturno, el cinturón brillante que denominamos Vía Láctea es lo que vemos a través del plano del disco. El centro de la galaxia aparece como un resalte en el firmamento del hemisferio sur en invierno. Vistas desde arriba o desde abajo, las estrellas del disco forman un complejo sistema en espiral de cinco brazos curvados que salen del centro de la galaxia. La Tierra, el Sol y sus estrellas vecinas se encuentran dentro de lo que se conoce como el brazo de Orión. El Sol y sus estrellas cercanas describen órbitas alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de 220 km/s. A esta velocidad, el Sol tarda 220 millones de años en completar una órbita entera en torno a la galaxia. Ésta mide unos 97.000 años luz de diámetro, y nuestro Sol está a 28.000 años luz del centro. La galaxia tiene un grosor de 1.000 años luz excepto en su parte central abultada, donde supera ligeramente los 3.000 años luz.

La Vía Láctea, al igual que otras galaxias, forma parte de un conjunto de galaxias conocido como Grupo Local, el cual tiene un diámetro de algo más de 3 millones de años luz y contiene cerca de 30 galaxias pequeñas y 3 grandes, entre ellas la Vía Láctea y Andrómeda (o M31), situada a 2,2 millones de años luz. La Vía Láctea quizás tenga la mayor masa del Grupo Local, si bien Andrómeda es, probablemente, la más grande. Se puede ver Andrómeda desde la Tierra a simple vista, como una nebulosa de luz en el cielo septentrional durante el otoño. Las galaxias pequeñas del Grupo Local se aglutinan en torno a la Vía Láctea, a Andrómeda y a la galaxia espiral Triángulo (o M33), la tercera importante del conjunto. Nuestro vecino galáctico más próximo, la constelación de Sagitario, en parte solapa la Vía Láctea en el punto más oriental desde el Sol. El centro de esta constelación o galaxia dista 50.000 años luz del núcleo de la Vía Láctea.

La mayoría de los astrónomos piensan que el Grupo Local forma parte de un Supergrupo Local, que podría sobrepasar los 100 millones de años luz de diámetro y cuyo centro estaría en la constelación de Virgo, a 50 millones de años luz. Más de varios miles de millones de galaxias del Universo constituyen grupos incluidos en supergrupos que, a su vez, podrían conformar otros mayores o componer lo que se denominan bandas y paredes de supergrupos, que se extienden por el espacio. Sin embargo, en muchas partes de los Supergrupos Locales y en otras estructuras del Universo existen espacios vacíos que ocupan cientos de millones de años luz. Podemos decir que el Universo tiene una textura porosa o en burbuja.

Tamaño y forma del Universo

Los astrónomos no han llegado a un acuerdo sobre el tamaño y la forma del Universo. Ciertas teorías sugieren que se trata de una figura esférica, hueca, en expansión, como una burbuja. Otras señalan que su forma es como la de una silla de montar gigante o la de una patata frita en constante incremento de su tamaño. Incluso algunos indican que se asemeja a un tubo en espiral. Pero en lo que sí coinciden la mayoría de los astrónomos es en afirmar que el Universo está en expansión, si bien desconocen si continuará expandiéndose indefinidamente o, si por el contrario, un día, dentro de miles de millones de años, se detendrá y empezará a contraerse. Mediante el uso de nuevos instrumentos y tecnologías, como el telescopio espacial Hubble, los científicos efectúan nuevos descubrimientos cada año, pudiendo quizás, en el futuro, completar el mapa del Universo y descubrir su destino final.

Desarrollo del feto humano

Aunque el periodo de gestación completo del embrión humano dura nueve meses, el feto adquiere forma humana reconocible a las 12 semanas. Los órganos vitales no alcanzan desarrollo suficiente para mantener la vida fuera del útero hasta los siete meses. El feto es sensible en particular a los efectos de las drogas, el alcohol, los rayos X y otras formas de radiación.

Feto

Feto, término que se aplica a un embrión animal una vez que ha transcurrido un periodo de tiempo determinado desde la concepción. Por ejemplo, en la reproducción humana este periodo es de ocho semanas; para el desarrollo embrionario inicial, véase Embriología.

En la primera mitad del segundo mes de gestación, el embrión humano se parece mucho al de otros mamíferos, pero al término de éste la cabeza adquiere un tamaño desproporcionado que se debe en su mayoría al desarrollo del cerebro. Los genitales externos también aparecen en la última parte de este mes. Las extremidades se hacen más patentes y el feto alcanza una longitud de 3 cm aproximadamente.

Al final del tercer mes aparecen en la mayoría de los huesos los centros de osificación, se produce la diferenciación de los dedos de las manos y de los pies, y los genitales externos muestran una diferenciación sexual definitiva. Después del cuarto mes, el feto mide casi 15 cm de longitud y pesa cerca de 113 g. Su sexo se identifica con facilidad. Su rostro es humano, y por lo general se aprecian sus movimientos. Durante el quinto y sexto mes se cubre de un vello denominado lanugo, y el cuerpo se desarrolla mucho en proporción a la cabeza. El feto alcanza una longitud de unos de 30 cm y pesa 624 g aproximadamente.

Durante el séptimo mes la piel presenta un aspecto rojizo y arrugado y se cubre de una sustancia blanca que la protege llamada vernix, o vernix caseosa, que es una mezcla de células epiteliales, lanugo y secreciones de las glándulas cutáneas. En este momento, el feto mide cerca de 40 cm y ha alcanzado un peso de más de 1 kg. La membrana pupilar desaparece de los ojos. Los órganos se hallan tan desarrollados que el feto puede ser viable fuera del útero. Un feto que nazca en ese periodo del embarazo es capaz de mover sus miembros con gran energía y de llorar con una voz débil. Después de esta etapa, durante el octavo y noveno mes, el feto pierde su aspecto arrugado como consecuencia del depósito de grasa subcutánea y los dedos de las manos y de los pies muestran uñas bien desarrolladas.

A finales del décimo mes lunar, el embarazo llega a su fin. El feto ha perdido la mayor parte del vello y está preparado para nacer; ha alcanzado una longitud de cerca de 50 cm y un peso aproximado de 3 kg. El vernix recubre la totalidad de su superficie corporal. Cuando el lactante nace antes de llegar a término y su peso es inferior a 2,4 kg se considera prematuro.

La función respiratoria se inicia en el feto en la duodécima semana de gestación y se mantiene durante toda su vida intrauterina. Sin embargo, los pulmones no funcionan en un sentido real, ya que el feto está encerrado en un saco que se llena con un líquido amniótico claro al principio del periodo embrionario. El feto obtiene el oxígeno y los nutrientes necesarios de la placenta, un órgano vascular que lo une con el útero materno, a través de la vena umbilical. A la inversa, la placenta es la responsable de transportar el dióxido de carbono y los productos de desecho desde el feto hacia la madre. La permeabilidad de la placenta aumenta con el embarazo. Los metabolitos, que son los productos de desecho del metabolismo, acceden a la circulación fetal desde la sangre materna por difusión directa a través de las membranas, y en ciertos casos, por transferencia selectiva de partículas.

Las situaciones anómalas en el medio en que se encuentra el feto son las responsables de gran parte de la mortalidad en la etapa fetal de la vida. En algunos casos el feto sobrevive, aunque su desarrollo es anómalo. Si bien ciertas anomalías están determinadas por genes específicos, la mayoría están producidas por condiciones desfavorables que originan un medio inadecuado para el desarrollo del feto. La variedad de las malformaciones humanas es casi ilimitada; algunas son menores, como el pie zambo, la fisura palatina y el labio leporino, mientras que otras son muy graves y provocan la muerte. Véase Anomalías congénitas; Embarazo y parto

Placenta

La placenta es un órgano vascularizado que atiende las necesidades de respiración y excreción del feto durante su desarrollo. La sangre fetal recorre los vasos del cordón umbilical y penetra en la placenta, cuya red capilar dactiliforme está envuelta en un tejido rico en sangre materna. En estas zonas de contacto, el dióxido de carbono y otros residuos metabólicos del feto pasan a la madre, al tiempo que desde ésta pasan al feto oxígeno y nutrientes. La sangre fetal y la sangre materna no se mezclan.

Bacterias que causan enfermedades humanas

Sólo una pequeña parte de los miles de especies de bacterias causan enfermedades humanas conocidas. Las infecciones bacterianas se evitan destruyendo las bacterias con calor, como se hace en las técnicas de esterilización y pasteurización. Cuando se producen, las enfermedades bacterianas se tratan con antibióticos. Pero el abuso de estos compuestos en los últimos años ha favorecido el desarrollo de cepas de bacterias resistentes a su acción, como Mycobacterium tuberculosis, que causa la tuberculosis.

TIPO

ESPECIE

ENFERMEDAD

Bacilo	Bacillus anthracis Bacillus cereus Clostridium botulinum Clostridium perfringens Clostridium tetani Corynebacterium diphtheriae Escherichia coli Klebsiella pneumoniae Legionella pneumophila Mycobacterium leprae Mycobacterium tuberculosis Salmonella sp. Salmonella typhi Salmonella typhimurium Shigella dysenteriae Shigella sp. Yersinia enterocolitica Yersinia pestis Yersinia pseudotuberculosis	Ántrax Intoxicación alimentaria por Bacillus cereus Botulismo Mionecrosis clostridial (gangrena gaseosa) Tétanos Difteria Diarrea Bronconeumonía Enfermedad del legionario Lepra Tuberculosis Salmonelosis Fiebres tifoideas Gastroenteritis por Salmonella Disentería bacilar Sigelosis Yersiniosis, gastroenteritis Peste Linfadenitis mesentérica
Clamidia	Chlamydia trachomatis	Tracoma, uretritis, cervicitis, conjuntivitis
Cocobacilo	Bordetella pertussis Brucella sp. Haemophilus influenzae Haemophilus pertussis	Tos ferina Brucelosis Meningitis, neumonía bacteriana Tos ferina
Coco	Neisseria gonorrhoeae Neisseria meningitidis Staphylococcus aureus Streptococcus pneumoniae Streptococcus pyogenes Streptococcus sp.	Gonorrea, enfermedad inflamatoria pélvica Meningitis Neumonía, síndrome de shock tóxico, infecciones de la piel, meningitis Neumonía, infecciones del oído, meningitis Infecciones de garganta, fiebre reumática Escarlatina, fiebre puerperal
Listeria	Listeria monocytogenes	Listeriosis, septicemia perinatal, meningitis, encefalitis, infecciones intrauterinas
Micoplasma	Mycoplasma pneumoniae	Neumonía
Rickettsia	Rickettsia prowazekii Rickettsia rickettsii Rickettsia typhi	Tifus epidémico, enfermedad de Brill-Zinsser (transmitida por piojos) Fiebre de las montañas Rocosas (transmitida por garrapatas) Tifus endémico (tifus murino, transmitido por la pulga de la rata)
Espirilo	Campylobacter fetus jejuni Spirillum minor	Campilobacteriosis (diarrea bacteriana) Fiebre producida por mordedura de rata
Espiroqueta	Treponema pallidum	Sífilis
Vibrio	Aeromonas hydrophila Plesiomonas shigelloides Vibrio cholerae 01 Vibrio cholerae no-01 Vibrio parahemolyticus Vibrio vulnificus	Gastroenteritis, septicemia, celulitis, infecciones de heridas, infecciones de las vías urinarias Gastroenteritis, diarrea Cólera epidémico Gastroenteritis Gastroenteritis por Vibrio parahemolyticus Infecciones de heridas, gastroenteritis, septicemia primaria