Regione dello spettro delle radiazioni
elettromagnetiche contigua al visibile che si estende da circa 400 nm (7.5
· 10
14 Hz), estremo superiore dello spettro visibile, a circa 4
nm (7.5 · 10
16 Hz). Il campo dell'
u. viene
convenzionalmente suddiviso in più bande:
u.
vicino
(UVA),
circa da 400 a 300 nm,
u.
lontano (UVB), da 300 a
200 nm, e
u.
estremo (UVC), da 200 a 4 nm. Va osservato che questa
suddivisione, così come la stessa estensione dell'
u. nel suo
insieme, sono indicativi, in quanto su di essi non vi è accordo unanime:
molti, ad esempio, pongono il limite dell'
u. verso i raggi X a circa 10
nm, anziché 4 nm, e altri a 1 nm; inoltre, vengono utilizzate le
denominazioni
u.
prossimo,
medio e
lontano (o
spinto) al posto di
u.
vicino,
lontano ed
estremo. I raggi
u. presentano uno spiccato effetto fotoelettrico
e ionizzante, danno luogo a fosforescenza e fluorescenza in varie sostanze e
hanno notevoli effetti biologici: su queste proprietà sono fondati i vari
tipi di
rivelatori. I principali tipi di rivelatori possono essere
classificati in:
fotografici, costituiti da pellicole o lastre con
emulsioni normali o speciali, a seconda della lunghezza d'onda dei raggi in
esame;
a fluorescenza, costituiti da schermi con fosfori opportuni;
fotoelettrici, costituiti da fotocellule o da fotodiodi. Per quanto
riguarda le sorgenti, una importante sorgente naturale è il Sole,
nonostante il forte assorbimento che la radiazione
u. solare subisce
nell'attraversamento dell'atmosfera terrestre; tra le sorgenti artificiali
più diffuse, ricordiamo le lampade ad arco tra elettrodi di mercurio, le
lampade a scarica in atmosfera di idrogeno o di deuterio, le lampade
fluorescenti a bassa pressione di mercurio e, per applicazioni scientifiche, gli
anelli di accumulazione per elettroni che producono radiazione di sincrotrone.
Osserviamo infine che il vetro e la maggior parte dei materiali plastici sono
poco trasparenti per le radiazioni
u.: le parti di strumenti che devono
essere attraversate da raggi
u., pertanto, vengono realizzate in quarzo o
in altri materiali, fino a lunghezze d'onda dell'ordine di 100 nm. Per lunghezze
d'onda inferiori a questo valore non vi è praticamente materiale che
risulti sufficientemente trasparente: è necessario, in tal caso, lavorare
per riflessione anziché per trasmissione, utilizzando specchi al posto di
dispositivi rifrangenti. Per lunghezze d'onda inferiori a 20 nm anche la
riflettività assume valori molto bassi: è necessario ricorrere
allora alla riflessione a incidenza radente, o a particolari specchi a
multistrati, costituiti dalla sovrapposizione opportuna di strati alterni di
materiale con coefficiente di assorbimento più alto e più basso.
• Astron. -
Astronomia nell'u. o
astronomia u.: ramo
dell'astronomia che utilizza proprietà delle radiazioni
u. per lo
studio di sorgenti astronomiche. La radiazione
u. viene quasi totalmente
assorbita dall'atmosfera terrestre: l'unica banda osservabile è quella
compresa tra i 300 e i 400 nm circa, contigua al violetto visibile.
L'esplorazione dell'intera banda
u., pertanto, è potuta avvenire
solo grazie a strumenti installati su piattaforme spaziali, come razzi e
satelliti. In particolare, l'osservazione della banda dell'
u. estremo che
si estende da 10 a 100 nm ha richiesto la risoluzione di numerosi problemi, sia
di ordine teorico sia di ordine tecnologico. Fino ai primi anni Ottanta del XX
sec., infatti, si riteneva che la radiazione
u. in questa banda fosse
completamente assorbita dal mezzo interstellare: tale convinzione, tuttavia, si
dimostrò errata, come provano le numerose osservazioni di sorgenti
celesti nell'
u. estremo. I problemi tecnologici legati alla realizzazione
di efficienti specchi o lenti per l'osservazione in questa zona spettrale,
caratterizzata da lunghezze d'onda estremamente corte, paragonabili alle
dimensioni dei reticoli cristallini dei materiali, sono stati superati
ricorrendo a rivestimenti con opportuni dielettrici delle superfici degli
specchi, oppure ricorrendo all'ottica a incidenza radente, già sviluppata
per lo studio dei raggi X. Le prime osservazioni dei raggi
u. al di fuori
dell'atmosfera terrestre risalgono a poco dopo la fine della seconda guerra
mondiale, utilizzando strumentazioni poste su razzi; a causa del ridotto tempo
di osservazione imposto dalla durata di volo del razzo (circa dieci minuti), i
primi progressi sostanziali si ebbero solo con l'impiego di satelliti
finalizzati. Tra questi, ricordiamo i satelliti statunitensi
OSO, inviati
a partire dal 1962, e i satelliti
OAO, inviati a partire dal 1966 (tra
gli ultimi menzioniamo
OAO-3, denominato anche
Copernicus): grazie
ad essi sono state possibili la scoperta di un alone di idrogeno neutro intorno
alle comete, la rilevazione di un eccesso di radiazione
u. in alcune
galassie, l'emissione
u. da supernovae, l'osservazione del vento
stellare. Per quanto riguarda lo studio delle proprietà del mezzo
interstellare nell'
u. estremo, l'obiettivo raggiunto è stato la
produzione di una mappa del cielo da 0.6 a 20 nm di lunghezza d'onda, con una
risoluzione spaziale inferiore al minuto d'arco, e lo studio approfondito di
circa 500 sorgenti singole particolarmente interessanti, fino a 60 nm. Le
principali sorgenti di radiazione
u. sono le stelle con temperatura
superficiale compresa tra 10
4 e 10
6 K, ovvero le stelle di
tipo spettrale
O,
B,
A: sono principalmente stelle giovani,
calde, di grande massa ed elevata luminosità, e nane bianche, molto calde
ma piccole e poco luminose. Le stelle fortemente emittenti
u. nella
nostra Galassia non sono distribuite uniformemente: la radiazione stellare
u. è presente con intensità maggiore nell'emisfero sud
della Galassia, in una zona denominata
fascia di Gould, e in una regione
delimitata dalle longitudini galattiche di valori 180° e 360°. Le
osservazioni
u. permettono di studiare le specie presenti in una stella,
così come permettono di misurare l'intensità dei venti stellari.
La grande quantità di radiazione
u.
emessa dalle sorgenti
più calde viene assorbita e diffusa dal mezzo interstellare, costituito
in maggior parte da gas e polveri, che diventa, quindi, un'ulteriore sorgente di
radiazione
u.: i grani di polvere interstellare sono concentrati in
grandi nubi che oscurano le stelle retrostanti e assorbono luce in
quantità sempre maggiore al diminuire della lunghezza d'onda, con un
assorbimento particolarmente intenso nell'
u.
Di conseguenza, la
polvere interstellare diffonde efficacemente la radiazione
u. emessa
dalle stelle, producendo un fondo di radiazione
u. diffusa; utilizzando
questa legge, ed estrapolando quale sarebbe il fondo
u. in assenza di
polvere interstellare, si ottiene un residuo non nullo, detto
fondo cosmico
u., probabilmente originato, per la maggior parte, al di fuori della nostra
Galassia. L'ipotesi dell'esistenza di tale fondo è sostenuta sia da
modelli teorici sia da osservazioni astronomiche. Le osservazioni
u.,
infine, hanno permesso lo studio della componente più calda
dell'emissione delle galassie, in particolare lo studio dello spettro di
emissione continuo non termico dei nuclei galattici attivi. • Biol. - Le
radiazioni
u. possono promuovere transizioni elettroniche nelle molecole,
determinando cambiamenti molecolari nelle cellule e nei tessuti che hanno subito
l'irraggiamento. In particolare, si possono verificare i seguenti fenomeni:
fotoframmentazione, fotossidazione, fotoidratazione, fotoridisposizione. I
cambiamenti maggiori causati dalle radiazioni
u., tuttavia, sono a carico
del DNA e delle proteine, e sono costituiti sia da mutazioni genetiche, sia
dalla morte delle cellule stesse. In particolare, nelle basi pirimidiniche si
distinguono due alterazioni fotochimiche importanti causate dall'assorbimento di
radiazioni
u.: la fotoidratazione della citosina e dell'uracile e la
fotodimerizzazione della timina, che blocca sia la replicazione sia la
trascrizione del DNA. Sono stati documentati, inoltre, effetti di carcinogenesi
sia negli animali, sia nell'uomo, per assorbimento di radiazioni
u. Lo
studio degli spettri di assorbimento dell'
u. trova estese applicazioni in
biologia, a scopi analitici e per la delucidazione della struttura delle
molecole. Particolarmente utilizzata in chimica analitica è la
spettrometria all'
u., diagramma che viene costruito misurando, in
corrispondenza di varie lunghezze d'onda, la percentuale di una radiazione
u. assorbita nell'attraversamento di una data sostanza: analizzando gli
spettri così ottenuti è possibile determinare la percentuale di
una certa sostanza contenuta in un campione. Gli
u., infine, trovano
applicazione in medicina, nella
fotochemioterapia, consistente in una
combinazione di farmaci fotosensibilizzanti e di irraggiamenti
u.