Fis. - Termine generico usato per indicare il fenomeno secondo cui una certa
quantità di energia si libera dal corpo emittente e si propaga con
velocità finita. Se l'energia si propaga per onde, si parla di
r.
ondulatoria, se si propaga per corpuscoli si parla di
r.
corpuscolare;
tipiche
r. ondulatorie sono quelle acustiche,
tipiche
r. corpuscolari
sono, invece, le
r. alfa. Le
r. elettromagnetiche, in particolare, possono essere descritte sia
come propagazione di onde elettromagnetiche, rientrando, quindi, nella classe
delle
r. ondulatorie, sia come propagazione di fotoni, particelle a massa
nulla, rientrando nella classe delle
r. corpuscolari. ║
R.
atmosferica:
complesso delle
r. elettromagnetiche presenti
nell'atmosfera terrestre che influiscono, specialmente per effetto termico, sui
fattori meteorologici e climatici. Tali
r. sono essenzialmente costituite
da tre tipi: le
r. inviate dal Sole sulla superficie terrestre (
r.
solare), le
r. che si originano nell'atmosfera (
r. del cielo)
e quelle che si originano al suolo (
r. del suolo) per assorbimento della
r. solare. ║
R. solare: le
r.
elettromagnetiche emesse dal Sole hanno una distribuzione, in funzione della
lunghezza d'onda, pari a quella di un corpo nero alla temperatura di 6.000 K,
concentrata tra i 200 e i 1.000 nm; l'intensità della
r. alla
distanza della Terra e al di fuori della sua atmosfera vale circa 8,4 J al
minuto su ogni cm
2 di superficie normalmente esposta ai raggi del
Sole, valore che prende il nome di
costante solare. Le
r.
incidenti sulla Terra vengono in parte attenuate o addirittura estinte
dall'atmosfera, a seguito di fenomeni di riflessione, assorbimento e diffusione:
una parte della
r. solare, infatti, viene riflessa da molecole, polvere e
nubi di vapore presenti nell'atmosfera (soprattutto le
r. radio di grande
lunghezza d'onda). Una parte della
r. non riflessa viene poi diffusa in
tutte le direzioni, ad opera delle molecole presenti nei gas atmosferici,
andando a formare la
r. diffusa: essa è costituita prevalentemente
da
r. di breve lunghezza d'onda, con un massimo d'intensità
all'incirca per l'azzurro dello spettro visibile, il che giustifica il colore
del cielo. Il processo più importante è l'assorbimento che la
r. solare, diffusa o diretta, subisce da parte dell'atmosfera: i
risultati di numerose misurazioni hanno mostrato che l'assorbimento atmosferico
è fortemente selettivo, essendo l'atmosfera trasparente solo in due
regioni dello spettro, la prima (
finestra ottica) formata da una piccola
parte delle
r. ultraviolette, dall'intero spettro del visibile e da una
piccola parte delle
r. a infrarossi, la seconda (
finestra radio)
formata dalle onde hertziane aventi lunghezza d'onda variabile da 1 cm a 30 m
circa. Tale fenomeno, fondamentale per il mantenimento della vita nelle sue
varie forme sulla Terra, è dovuto soprattutto alla presenza dell'ozono e
dell'ossigeno nell'atmosfera, che assorbono le
r. presenti tra le due
finestre. Anche il suolo terrestre contribuisce in piccola parte alla
riflessione e all'assorbimento, così che nel complesso la Terra
(superficie e atmosfera) riflette il 45% circa delle
r. solari incidenti.
Il valore dell'intensità della
r. solare globale, cioè
diretta e diffusa, al suolo subisce notevoli variazioni nel corso della giornata
e dell'anno, in funzione dell'altezza del Sole sull'orizzonte e delle condizioni
atmosferiche: in media essa è di 700 W/m
2, nelle ore meridiane
di una giornata estiva con cielo sereno e atmosfera limpida. ║
R. del
cielo e del suolo: l'assorbimento della
r. solare determina un
riscaldamento dell'atmosfera e del suolo che genera due
r. termiche
secondarie, una diretta dal suolo all'atmosfera (
r. del suolo), l'altra
diretta dai bassi strati dell'atmosfera verso il suolo (
r. del cielo).
Tali
r. provocano un flusso di calore (
r. termica suolo-atmosfera)
di direzione variabile a seconda che prevalga una o l'altra delle due
r.;
la sua intensità è molto minore di quella della
r. solare,
raggiungendo, al massimo, circa 150 W/m
2, e determina la formazione
della rugiada e della brina. ║
R. cosmica:
r.
costituita da particelle elementari e da nuclei atomici proveniente dallo
spazio, che raggiunge la Terra. Essa ha origine in parte nella Via Lattea (
r.
cosmica galattica) e in parte al di fuori di essa (
r. cosmica
extragalattica); una frazione della componente galattica, a sua volta, viene
irradiata dal Sole (
raggi cosmici solari), e solitamente viene
considerata a parte. La
r. cosmica si distingue in
primaria e
secondaria: i raggi cosmici primari sono costituiti dalle particelle che
entrano nell'atmosfera, mentre i raggi cosmici secondari sono costituiti dai
fotoni e dalle particelle che si generano nell'interazione tra i raggi primari e
i nuclei atomici presenti nei gas atmosferici. Le
r. cosmiche furono
scoperte agli inizi del XX sec. dal fisico austriaco V. Hess; gli studi
effettuati per spiegare la permanente conduttività elettrica dell'aria,
anche in assenza di sostanze radioattive o di altre sorgenti ionizzanti, lo
portarono a supporre l'esistenza di una
r. incidente sulla Terra,
proveniente dallo spazio esterno. Successivi esperimenti condotti da A. Millikan
tra il 1923 e il 1926 dimostrarono definitivamente che la
r. scoperta da
Hess non era generata dall'atmosfera, ma aveva origine extraterrestre; la natura
dei raggi cosmici, tuttavia, fu chiarita parecchi anni più tardi,
poiché la
r. osservata direttamente era soltanto quella
secondaria. Il problema venne risolto studiando gli effetti geomagnetici dei
raggi cosmici, ovvero gli effetti che il campo magnetico terrestre genera su
tale
r.: se i raggi cosmici erano fotoni a elevata energia (ipotesi
sostenuta da Millikan), il loro moto non doveva essere deflesso dal campo
magnetico; se, invece, erano costituiti da particelle cariche, come poi
risultò essere esatto, il loro moto doveva subire una deflessione e gli
effetti osservati sarebbero dipesi essenzialmente dalla natura della
r.
primaria, poiché il campo geomagnetico si estende al di fuori
dell'atmosfera. La teoria del moto di una particella carica in un campo
magnetico dipolare come quello terrestre venne sviluppata intorno al 1910 da C.
Störmer, e venne in seguito perfezionata da G.E. Lemaitre e da M.S.
Vallarta; secondo tale teoria, una particella dotata di energia inferiore a una
certa energia di soglia può essere respinta nello spazio prima di
raggiungere l'atmosfera. L'energia di soglia per il campo magnetico terrestre
è pari a 15cos
4λ GeV, dove λ è la latitudine
geometrica del luogo di osservazione: essa si annulla ai Poli ed è
massima all'Equatore; pertanto, se la
r. cosmica primaria consiste di
protoni o di altre particelle cariche, la sua intensità deve aumentare
andando dall'Equatore verso i Poli (
effetto latitudine). Inoltre, si
verifica che l'energia di soglia di uno stesso luogo è diversa a seconda
che la particella carica provenga da Est o da Ovest: se la particella è
carica positivamente, l'energia è maggiore per direzioni di provenienza
orientali, mentre nel caso di particelle cariche negativamente l'energia
è maggiore per direzioni occidentali. Pertanto, se i raggi cosmici
primari sono prevalentemente costituiti da particelle con carica positiva si
deve osservare un'asimmetria del flusso, con prevalenza dei raggi provenienti da
Ovest (
effetto Est-Ovest). Sia l'effetto latitudine, sia l'effetto
Est-Ovest vennero osservati sperimentalmente agli inizi degli anni Trenta del XX
sec., confermando l'ipotesi che i raggi cosmici primari siano costituiti in
parte preponderante da particelle cariche positivamente. Grazie a ulteriori
osservazioni effettuate nello spazio a partire dagli anni Sessanta, lo studio
della
r. primaria è progredito notevolmente; si è stabilito
che essa è costituita per il 90% circa da protoni, mentre la restante
parte consiste di nuclei elementari più pesanti dell'idrogeno e di una
piccola frazione di elettroni. Per quanto riguarda la composizione chimica, per
la maggior parte degli elementi non vi sono grosse discrepanze fra le abbondanze
dei raggi cosmici e quelle del sistema solare, a eccezione dei metalli leggeri e
degli elementi che precedono il ferro; è stata osservata, inoltre, la
presenza di positroni e di antiprotoni, mentre non sono ancora stati individuati
antinuclei di elementi più pesanti dell'idrogeno (la cui eventuale
presenza giustificherebbe l'esistenza di vaste regioni di antimateria
nell'universo). La
r. cosmica è quasi perfettamente isotropa,
cioè il suo flusso è circa lo stesso in tutte le direzioni; misure
effettuate sugli spettri di energia dei nuclei presenti in essa hanno mostrato,
inoltre, che il flusso di energia che incide sulla Terra, trasportato da questa
r., è dello stesso ordine di grandezza di quello associato alla
luce delle stelle. Il problema dell'origine della
r. cosmica non è
ancora stato del tutto risolto; grazie a diverse motivazioni fisiche, si
può ritenere che la maggior parte delle particelle con energia inferiore
a 10
19 e V sia generata nella Via Lattea. Gli elettroni provengono
certamente da sorgenti relativamente vicine, situate nel disco galattico, e
anche i protoni e i nuclei più pesanti sono confinati nella nostra
galassia; tuttavia, argomentazioni di carattere chimico mostrano che la regione
di confinamento dell'intera
r. cosmica deve essere più vasta del
disco galattico. Presumibilmente, quindi, i raggi cosmici permeano non soltanto
il disco, ma anche l'alone della Via Lattea; le sorgenti energetiche che possono
alimentare tale
r. nella nostra galassia sono fornite, per la maggior
parte, dalle
supernovae e dalle
pulsar, mentre le particelle
più energetiche costituiscono un flusso fortemente anisotropo,
proveniente dalla direzione in cui si trova l'ammasso di galassie della Vergine,
non lontano dal polo Nord galattico. Quando penetrano nella regione circostante
il Sole (
eliosfera), caratterizzata da un raggio di oltre 100 U.A., i
raggi cosmici subiscono tre effetti principali: una
diffusione, ad opera
delle irregolarità del campo magnetico solare; una
convezione,
cioè un trascinamento verso l'esterno da parte del vento solare; una
perdita di energia, dovuta alla espansione adiabatica del vento solare
nello spazio. Tali effetti provocano modificazioni del flusso dei raggi cosmici,
fenomeno che nel complesso prende il nome di
modulazione solare,
tra le quali si distinguono variazioni occasionali e variazioni periodiche.
Quando entrano nell'atmosfera terrestre, come già detto, i raggi cosmici
primari danno origine a una catena di interazioni nucleari, il cui risultato
è la formazione della
r. cosmica secondaria: la probabilità
che una particella primaria raggiunga il livello del mare senza subire alcuna
collisione nucleare è praticamente nulla. Quando una particella primaria
urta contro un nucleo, in genere lo disintegra, producendo protoni, neutroni e
particelle di vita breve, soprattutto i mesoni π. La storia successiva
dipende dalla carica delle particelle: i mesoni π
±
subiscono ulteriori collisioni nucleari, dando origine a neutrini e mesoni
μ
±, mentre i mesoni π
0 decadono in fotoni
che, a loro volta, danno origine a una cascata elettrofotonica. Nel complesso,
particelle e fotoni discendenti da una stessa particella primaria costituiscono
il cosiddetto
sciame atmosferico. Sia la composizione sia
l'intensità della
r. cosmica complessiva dipendono fortemente
dall'altezza: in particolare, nella
r. secondaria si distingue una
componente dura, fortemente penetrante, formata dai mesoni
μ,
e una
componente molle, molto meno penetrante, costituita dalle cascate
elettrofotoniche. ║
R. cosmologica a 3 K:
r. costituita da
fotoni di corpo nero a temperatura di circa 2,73 K, che permea l'universo in
modo omogeneo, prodotta durante le prime fasi evolutive dell'universo stesso.
Secondo la teoria del
big bang, l'universo avrebbe avuto origine da uno
stato iniziale con temperatura e densità elevatissime, diminuite nella
successiva espansione fino a raggiungere i livelli attuali; schematicamente, la
storia dell'universo può essere divisa in due periodi, separati da
un'epoca chiamata
era del disaccoppiamento o
di ricombinazione.
Nel primo periodo (
era della r.),
r. e materia sono fortemente
accoppiate, in modo da costituire un unico
plasma primordiale in
equilibrio termodinamico, opaco alla
r. a causa dell'elevatissimo numero
di diffusioni da parte degli elettroni liberi ivi presenti; al disaccoppiamento,
la temperatura scende a 3.000 K con conseguente formazione di atomi di idrogeno
neutro, gli elettroni liberi diminuiscono drasticamente e l'equilibrio
termodinamico viene rotto: nel periodo seguente (
era della materia),
materia e
r. evolvono indipendentemente e l'universo diventa trasparente.
La regione in cui avviene l'ultima diffusione da parte degli elettroni liberi
viene detta
superficie di ultimo scattering: la
r. presenta una
distribuzione spettrale di corpo nero a 3.000 K, temperatura che è andata
in seguito diminuendo con l'espansione dell'universo, fino a raggiungere i 2,73
K attuali. Se si utilizza come scala dei tempi il
red shift, cioè
lo spostamento delle righe spettrali delle frequenze dell'atomo di idrogeno
verso il rosso, la superficie di ultimo
scattering si trova a
red
shift pari a 1.000; la
r. di fondo cosmico nasce proprio a tale
distanza e il suo studio consente quindi di ottenere informazioni sull'universo
all'epoca del disaccoppiamento. Essa costituisce, quindi, una
r.
fossile permeante l'intero universo, costituita da fotoni molto freddi
non interagenti con altre particelle; fornisce una fotografia della
distribuzione iniziale delle fluttuazioni di densità che hanno generato,
dal disaccoppiamento, le strutture osservabili nell'universo, e lo studio delle
sue anisotropie consente, quindi, di selezionare tra i diversi modelli proposti
in cosmologia per la formazione delle galassie. La scoperta della
r. di
fondo cosmico risale al 1965, pur essendo già stata prevista, in base
alla teoria cosmologica della relatività generale, fin dal 1948 dai
fisici G. Gamow, R. Alpher e R. Herman. La prima osservazione di questa
r.
da parte di R
. Wilson e A. Penzias è stata la seconda
fondamentale scoperta della radioastronomia (dopo le quasar e prima delle
pulsar); i due fisici, ricercatori della Bell Telephone Company, stavano
indagando sulle cause di disturbo delle trasmissioni televisive e satellitari. A
quell'epoca la funzione del satellite si limitava a quella di riflettore del
segnale: era quindi necessario individuare tutti i differenti contributi al
segnale dovuti a sorgenti spurie (in questo caso, emissioni provenienti dalla
nostra galassia alla lunghezza di onda radio, sorgenti quali l'atmosfera
terrestre, l'antenna stessa, ecc.). Nonostante gli accorgimenti adottati, i due
ricercatori non riuscirono a eliminare un rumore di fondo, dovuto a una
r. con caratteristiche peculiari: isotropa, senza variazioni durante il
giorno e le stagioni, con spettro di emissione analogo a quello di corpo nero a
una temperatura compresa fra i 2,5 e i 4,5 K. Essi attribuirono correttamente
questo eccesso di rumore a una
r. di fondo cosmico: per tale scoperta
furono insigniti del premio Nobel per la fisica. Misure indirette effettuate a
partire da allora hanno confermato la veridicità di tale interpretazione.
║
R. di frenamento:
r. elettromagnetica emessa da una
particella carica che subisca un frenamento. Caso tipico è quello di un
fascio di elettroni che incide o si propaga in un mezzo materiale, entrando in
interazione con i nuclei atomici del materiale stesso. Secondo la teoria
classica dell'elettromagnetismo, una particella carica in moto accelerato emette
una
r. proporzionale alla sua accelerazione (o decelerazione);
l'accelerazione, a sua volta, è proporzionale alla quantità
Zze2/m, dove
ze è la carica della particella,
Ze è la carica del nucleo atomico del campo con cui essa entra in
interazione e
m è la sua massa. Allo stesso risultato, confermato
dai dati sperimentali, giunge anche l'elettrodinamica quantistica che, tuttavia,
è in grado di prevedere e giustificare altre proprietà della
r. di frenamento: ad esempio, le caratteristiche spettrali della
r. sono indipendenti dal numero atomico del materiale e la
r.
è parzialmente polarizzata. ║
Effetti delle r. sui
materiali: gli effetti provocati da un irraggiamento su un materiale solido
dipendono dalla natura, dalla durata e dall'intensità dell'irraggiamento,
così come dalla natura del materiale e dalle sue precedenti vicende
chimico-fisiche; in generale, tali effetti sono dannosi, ma non mancano casi in
cui si osservano conseguenze non dannose, come l'accelerazione di determinate
reazioni chimiche. Lo studio degli effetti delle
r. sui materiali solidi
costituisce una branca molto importante della fisica dello stato solido; le
r. di maggiore interesse sono quelle che si originano direttamente o
indirettamente da reazioni nucleari, a causa del notevole interesse pratico che
esse rivestono. L'effetto che le
r. elettromagnetiche (raggi X e γ)
producono sui materiali solidi è principalmente la ionizzazione del
solido stesso. Le
r. corpuscolari, invece, possono interagire in
più modi con il materiale su cui incidono, provocando diversi tipi di
effetti reticolari all'interno del cristallo. Gli urti delle particelle
costituenti la
r. con gli elettroni del solido provocano
effetti di
ionizzazione; in un buon conduttore tali effetti scompaiono subito e
contribuiscono solo a riscaldare il materiale stesso, mentre in un
semiconduttore o in un isolante gli elettroni liberi generati dalla ionizzazione
possono essere intrappolati in imperfezioni del reticolo, di durata variabile.
Gli urti delle particelle con i nuclei del solido possono provocare
atomi di
impurità, mentre urti con atomi del solido danno origine a vari tipi
di effetti:
posti vacanti o
vacanze, che si generano quando
l'atomo urtato si sposta in una posizione interstiziale;
collisioni di
rimpiazzamento, che si generano quando un atomo interstiziale in moto urta
contro un atomo fermo, provocando un'ulteriore vacanza;
collisioni di
focheggiamento, consistenti in collisioni lungo direzioni preferenziali del
reticolo cristallino, in conseguenza delle quali una particella interstiziale si
sposta lungo una fila di atomi fino alla distanza di una decina di spazi
interatomici;
regioni di danno, derivanti da effetti che coinvolgono
numerosi atomi e che hanno carattere collettivo. Dal punto di vista applicativo,
hanno maggiore interesse gli effetti sui materiali usati nella tecnologia
nucleare: i materiali, specialmente solidi, sottoposti all'azione delle
r. che si originano nel funzionamento dei reattori nucleari, infatti,
possono subire alterazioni più o meno spiccate nella loro
proprietà, che possono danneggiare il funzionamento dei reattori stessi.
Nei materiali metallici gli effetti causati dalle
r. consistono
prevalentemente in una spiccata alterazione delle caratteristiche meccaniche. In
particolare, si nota un aumento notevole nei valori dei carichi di snervamento e
di rottura, con la conseguenza che il materiale in esame perde in
duttilità; la durezza aumenta sensibilmente, mentre diminuisce la
resilienza; l'allungamento caratteristico diminuisce e si rilevano alterazioni
nei valori della velocità di scorrimento viscoso. Un comportamento
particolare è presentato dall'uranio, che subisce deformazioni anisotrope
dipendenti anche dai trattamenti termici e meccanici previamente subiti dal
materiale. Anche i materiali semiconduttori risultano sensibili alle
r.:
viene notevolmente alterata la conduttività e si verificano effetti che
influenzano le proprietà ottiche, magnetiche, la velocità di
ricombinazione superficiale. I dispositivi a semiconduttori risultano essere i
componenti elettronici più sensibili alle
r. nucleari: sotto
irraggiamento, tali dispositivi subiscono alterazioni e il loro funzionamento si
allontana da quello previsto in modo transitorio, semipermanente o permanente.
║
Effetti biologici delle r.: la disciplina che studia gli effetti
delle
r. sugli organismi viventi prende il nome di
radiobiologia.
Tali effetti sono conseguenza dell'assorbimento di energia ceduta da un fascio
di
r. incidente sul materiale biologico irradiato. La quantità di
energia dissipata per unità di massa del materiale viene detta
dose
fisica di
r. assorbita. Una
r. che incide su un organismo
può provocare due effetti: l'eccitazione e la ionizzazione. Per provocare
quest'ultimo fenomeno è necessario che le particelle della
r.
incidente siano dotate di un'energia superiore al legame tra nucleo ed elettrone
orbitale; in tal caso, la ionizzazione degli atomi e delle molecole costituenti
il materiale biologico potrà provocare danni rilevanti nell'organismo
stesso, sia direttamente, eccitando gli atomi e le molecole delle cellule, sia
indirettamente, causando la radiolisi dell'acqua con la conseguente formazione
di radicali liberi OH
•. Quest'ultimo effetto è
certamente il più rilevante, dato che gli organismi viventi sono
costituiti per il 70% circa di acqua: la presenza di radicali liberi
OH
•, infatti, è in grado di rendere instabili molecole
presenti nelle cellule quali il DNA, le proteine, gli enzimi e di innescare
fenomeni dannosi molto complessi. La maggior parte degli effetti causati dalle
r. sugli organismi viventi sono quelli conseguenti al danno molecolare
indotto al DNA e alla sua riparazione; tali effetti si differenziano a seconda
che la
r. incidente provochi eccitazione elettronica o ionizzazione. Nel
primo caso la
r. provoca una dimerizzazione di due timine adiacenti su
uno stesso filamento, con formazione di un legame covalente; nel secondo caso,
la presenza di radicali liberi OH
• può causare
l'asportazione di basi puriniche o pirimidiniche, danno che può essere
letale negli organismi monocellulari e che, secondo alcuni studiosi, precede la
mutazione del DNA nei mammiferi, oppure può causare la rottura della
singola elica, la rottura di doppia elica o la formazione di legami incrociati
fra le due eliche del DNA o fra DNA e proteine. I radicali liberi prodotti dalle
r. possono anche causare danni alle membrane plasmatiche, inducendo una
riduzione della loro fluidità; gli effetti sulle proteine, invece, sono
limitati, grazie alla presenza di numerose copie di una stessa proteina in una
cellula e alla continua risintesi. Nel complesso, gli effetti della
r.
sugli organismi viventi possono provocare due tipi di fenomeni: la morte
cellulare e quella riproduttiva. Si parla di morte cellulare quando cellule non
proliferanti, quali nervi e muscoli, perdono la loro funzione biologica; si
parla, invece, di morte riproduttiva quando cellule proliferanti, come le
cellule staminali, perdono la capacità di riprodursi. La perdita di tale
funzione in relazione alla dose di
r. è descritta dalla cosiddetta
curva di sopravvivenza delle popolazioni irradiate; la dose necessaria
per ridurre del 37% le cellule sopravviventi caratterizza, per convenzione, la
radiosensibilità della popolazione cellulare. Le curve di
sopravvivenza dipendono da numerosi fattori di natura fisica, chimico-fisica o
chimica, così come dalla fase di divisione raggiunta dalle cellule
irradiate. Le varie fasi del ciclo cellulare, infatti, sono fortemente
condizionate dal completamento della fase precedente: dopo una esposizione a
r., le cellule sono in grado di rallentare drasticamente la loro
progressione, concedendo un tempo maggiore per le riparazioni e limitando,
così, notevolmente il rischio di avere cellule danneggiate nelle
generazioni successive. I meccanismi messi in atto da ogni sistema biologico per
riparare i danni causati dalle
r. sono di diverso tipo; essi sono stati
descritti e poi verificati sperimentalmente su modelli in vivo. In assenza di
divisione cellulare e in particolari condizioni si verifica una riparazione del
cosiddetto
danno subletale: in questo caso, nell'intervallo tra due dosi
somministrate nell'arco di alcune ore le cellule riparano il danno provocato
dalla prima dose, cosicché l'effetto che si verifica, dopo due dosi
intervallate, è inferiore a quello che si verifica dopo la
somministrazione di una sola dose di intensità pari alla somma delle due.
Un secondo tipo di riparazione è quella riguardante il
potenziamento
letale: in tal caso, ritardando sperimentalmente l'inizio della divisione
cellulare dopo la somministrazione di una dose di
r., si verifica un
numero di cellule inattive inferiore a quello che si avrebbe avuto lasciandole
libere di dividersi. Un ultimo tipo di riparazione riguarda l'intero tessuto
irradiato: è quello che si realizza quando la frazione di cellule
sopravvissute a una certa dose, proliferando, vanno a ripopolare il tessuto
danneggiato, ricostituendolo integro. ║
Effetti delle r. sull'uomo:
gli effetti delle
r. nell'organismo umano possono essere catalogati nelle
seguenti categorie: effetti somatici, teratogeni, stocastici, genetici. Gli
effetti somatici sono la conseguenza della morte di un elevato numero di
cellule nel tessuto, la cui sensibilità dipende dal grado di
differenziazione raggiunto e dalla capacità proliferativa delle sue
cellule; la dose necessaria per distruggere le funzioni di una cellula,
tuttavia, è molto più alta di quella necessaria per bloccare la
divisione cellulare stessa. I tessuti maggiormente colpiti sono quelli a rapido
rinnovamento, quali il midollo osseo, l'intestino tenue, la cute, mentre quelli
a rinnovamento più lento, quali il rene, il fegato, il polmone, hanno
risposte più ritardate e sono in genere sensibili solo a dosi
relativamente elevate; l'intervallo di tempo che separa l'irradiazione dalla
manifestazione del danno dipende dal tempo necessario affinché una
cellula staminale si differenzi e acquisti tutte le sue funzioni. Negli
individui sottoposti a irradiazione si osservano in genere i seguenti effetti
somatici: dopo poche ore o pochissimi giorni da esposizione acuta a raggi X o
γ, dell'ordine di alcune decine di Gy, gravi lesioni a carico del sistema
nervoso centrale; entro pochi giorni o un paio di settimane da esposizione a
dosi dell'ordine di 10 Gy, vomito, diarrea, emorragie e febbre; infine, entro un
periodo di tempo che va da pochi giorni fino a due mesi dopo esposizione a dosi
inferiori a 10 Gy, una sindrome ematologica, caratterizzata da febbre, emorragie
e perdita di peli e capelli. Si ritiene comunque che la dose letale entro due
mesi per il 50% della popolazione irradiata sia tra 3 e 6 Gy. Gli
effetti
teratogeni sono la conseguenza delle
r. sull'embrione, e possono
andare dalla morte prenatale fino a ritardi nella crescita e malformazioni di
vario tipo. Si definiscono
effetti stocastici le conseguenze della
manifestazione del danno in una singola cellula; riguardano principalmente le
relazioni tra
r. e cancro; l'intervallo di tempo tra l'irradiazione e la
comparsa di cellule tumorali viene detto
tempo di latenza, e può
durare anni e decenni, come osservato sulle popolazioni di Hiroshima e Nagasaki;
tale tempo dipende dall'età dell'individuo, dal tipo di cellule
coinvolte, ma non dalla dose. Infine, si definiscono
effetti genetici i
cambiamenti indotti nei gameti di un individuo; possono essere trasmessi alle
generazioni successive. Tali mutazioni possono essere dominanti o recessive, e
possono riguardare sia caratteristiche morfologiche, sia processi essenziali
alla vita. Oltre a tali effetti, le
r. possono causare alterazioni
strutturali nei cromosomi: in questo caso l'individuo risulterà sterile o
semisterile, oppure darà origine a individui malformati.