Il telescopio Zeiss dell'osservatorio astronomico di Merate, sede operativa dell'osservatorio astronomico di Brera, è un telescopio riflettore di un metro di apertura, costruito nel 1926 dalla ditta Zeiss di Jena. All'epoca dell'installazione era il più grande telescopio d'Italia e uno dei maggiori europei.

Dall'autunno del 2003 è utilizzato per un programma continuativo a lungo termine di osservazione di stelle doppie visuali strette, con la tecnica della speckle interferometria.

Storia

L'Osservatorio Astronomico di Merate nacque nei primi anni venti come sede osservativa distaccata dello storico osservatorio milanese di Brera. Il primo telescopio installato nella nuova sede fu il riflettore di un metro di apertura che da molti anni il direttore Emilio Bianchi aveva cercato di procurare all'astronomia italiana per consentirle di competere a livello internazionale nel campo osservativo e nella ricerca delle parallassi spettroscopiche, senza successo per colpa delle scarse risorse finanziarie disponibili e del costo proibitivo di tale strumento.

Già agli inizi del 1922 egli s'era interessato presso la Zeiss per il preventivo di un raffinato telescopio di un metro a doppio fuoco, Newton e Cassegrain, poggiato su montatura equatoriale inglese a due supporti, ma il costo eccedeva di gran lunga le disponibilità pecuniarie. Il dicembre dello stesso anno, tuttavia, grazie all'intercessione del primo ministro Mussolini e del senatore Luigi Mangiagalli il telescopio venne assegnato all'Italia in conto riparazioni danni di guerra. L'inaspettato epilogo aprì le porte all'arrivo dello strumento alla specola di Merate, senza alcun esborso da parte italiana.

Doveva consegnarsi entro il 1924 ma la costruzione alla Zeiss era proceduta a rilento e una visita dello stesso Bianchi presso la fabbrica di Jena nell'aprile del 1925 evidenziò l'arretratezza del lavoro rispetto ai tempi previsti. Il telescopio giunse a Merate il 21 luglio del 1926 in trentotto grandi casse di legno. Il montaggio iniziò il giorno 26 sotto la direzione tecnica di Paul Rudolph, capo tecnico Zeiss, e con la supervisione di Emilio Bianchi.

Per tutelare ciò che oggi chiameremmo segreto industriale la Zeiss, nella persona di Rudolph, esigette l'assenza in cupola durante il montaggio di personale italiano che avesse cognizioni di meccanica. I braccianti adibiti ai lavori di fatica furono quindi reclutati tra i contadini del circondario, mentre i tecnici vennero inviati dalla stessa Zeiss. Nonostante questo divieto il direttore Bianchi infiltrò tra la manovalanza un personaggio di sua fiducia, falegname presso la sede di Brera ma uomo di grande ingegno e acutezza mentale. È soprattutto grazie ai suoi resoconti quotidiani se oggi ci sono noti i dettagli tecnici del montaggio. Completano il quadro dei presenti Gino GiottiGino Giotti (Firenze, 23 aprile 1896), laureato in Matematica alla Normale di Pisa fu assistente astronomo a Merate dal 1926 al 1928, in seguito passò all'istituto nazionale di ottica di Arcetri e divenne direttore dei servizi ottici alle Officine Galileo di Firenze. Partecipò alquanto allo studio e alla progettazione del telescopio Galileo da 122 cm di apertura dell'Osservatorio Astronomico di Asiago, palesemente ispirato nelle forme e nell'ottica allo Zeiss di Merate. Fu socio fondatore della Società Astronomica Italiana e dell'Associazione Ottica Italiana. che a lavoro concluso si occupò dei necessari perfezionamenti che lo strumento richiese, e Leonida MartinEttore Leonida Martin (Latisana, 21 novembre 1890 - Vicenza, 9 agosto 1966), laureato in Matematica, assistente astronomo a Merate dal 1924 al 1927, in seguito direttore dell'Osservatorio Astronomico di Trieste dal 1948 e professore di Astronomia nella locale università dal 1956..

Il montaggio delle parti sino a quel giorno arrivate a Merate nelle trentotto casse ebbe termine il 9 agosto. Mancavano ancora lo specchio principale, il complesso regolatore del moto orario, parte del sistema di focatura per la combinazione Cassegrain, il quadro elettrico e la meccanica dei movimenti fini dell'asse di declinazione che giunsero con ritardo nelle settimane successive. La sera del 20 settembre 1926 il telescopio fu rivolto verso il cielo per la prima volta, con un motore provvisorio per la focatura, e grande fu l'entusiasmo dei presenti alla sua prima luce. L'intero sistema poté dirsi però ultimato solo il 15 ottobre.

Galleria d'immagini delle operazioni di montaggio

Impiego

Dopo il completamento del vasto catalogo di parallassi spettroscopiche lo strumento fu a lungo utilizzato per gli studi spettroscopici di fisica stellare. Successivamente fu dedicato alla fotometria di stelle variabili e in seguito alla polarimetria degli asteroidi. Negli anni novanta fu lasciato alla didattica serale per l'osservazione all'oculare dei principali oggetti celesti, in occasione delle frequenti visite organizzate per le scolaresche di ogni ordine e grado. Dal mese di novembre del 2003, dopo lunga e accurata manutenzione, è tornato nei ruoli della scienza ed è utilizzato ogni notte di buon seeing per la speckle interferometria delle stelle doppie visuali strette, nell'ambito di un programma osservativo internazionale.

Gli strumenti focali per questi studi, e cioè lo spettrografo, il fotometro, il polarimetro e la speckle camera PISCO, s'installano al solo fuoco Cassegrain. Gli oculari e il portalastre fotografico possono invece montarsi ad ambo i fuochi, tuttavia la configurazione ottica Newton per l'astrofotografia a largo campo operata con lastre 6x9 e per l'osservazione all'oculare degli oggetti estesi fu raramente usata.

Descrizione Lo strumento principale è del tipo a doppio fuoco, Newton e Cassegrain, adatto a lavori sia fotografici a largo campo sia spettrografici a lunga focale, installato su montatura inglese. La configurazione Newton ben si presta per il primo genere d'impiego mentre la Cassegrain è ideale per i lavori con lo spettrografo; la Cassegrain è inoltre adatta a sopportare apparecchiature focali di notevole peso, quali appunto lo spettrografo, grazie alla simmetria meccanica del sistema e ai contrappesi scorrevoli a vite che permettono di mantenere il tubo sempre perfettamente bilanciato rispetto ai tre assi: ottico, di ascensione retta e di declinazione.

Basamento Realizzato in cemento armato è interrato sino a fondare sulla roccia sottostante il terreno. La sua struttura è completamente disaccoppiata dalle fondamenta dell'edificio della cupola e dal pavimento della sala di osservazione, per scongiurare il propagarsi allo strumento di eventuali vibrazioni indotte dalle attività svolte in cupola.

Dal basamento si ergono i due pilastri che costituiscono gli appoggi del telescopio. La congiungente i loro centri giace nel piano del meridiano locale. Il pilastro Sud affiora di poco sopra il piano del pavimento della sala di osservazione, il pilastro Nord dalla caratteristica forma a collo d'oca s'innalza invece di circa 4 metri. Il piano sommitale del pilastro Nord è parallelo all'asse di rotazione terrestre per costruzione e reca una robusta piastra metallica micrometrica che permette la regolazione fine in azimut e in altezza dell'intera montatura per il perfetto stazionamento polare del telescopio.

Montatura

È equatoriale di tipo inglese, in sostanza una tedesca a doppio appoggio, sulla falsariga del telescopio Plaskett da 1,80 metri di apertura del Dominion Astrophysical Observatory di Victoria, in Canada, che ispirò Emilio Bianchi nella scelta. Tra i vantaggi vi è la stabilità della struttura grazie al doppio appoggio e la possibilità di orientare il telescopio verso ogni zona della volta celeste, possibilità non comune nei grandi strumenti del passato. Tra gli svantaggi il bisogno di capovolgere il tubo e portarlo da banda meridiana opposta quando si voglia puntare zone del cielo verso il polo celeste, nel caso che fosse impedito nei movimenti dal pilastro Nord dell'appoggio, e la scomodità della postura osservativa al fuoco Newton che può innalzarsi di parecchi metri sul piano del pavimento.

Lo schema della montatura è piuttosto semplice: si tratta di una croce di cui un braccio è l'asse di ascensione retta, anche detto asse polare o asse orario, e l'altro braccio è l'asse di declinazione. Le due estremità dell'asse di ascensione retta poggiano sui due pilastri, costruiti acciocché esso risulti parallelo all'asse polare terrestre. A un'estremità dell'asse di declinazione, ortogonale all'asse polare nel suo punto mediano, è appeso il tubo del telescopio; all'estremità opposta è fissato il contrappeso che bilancia il tubo. Tuttavia l'implementazione Zeiss di questo semplice schema è di straordinaria complessità meccanica, al fine di garantire il perfetto bilanciamento del sistema e il costante alleggerimento del peso che grava sui cuscinetti degli assi quale che sia la posizione del telescopio.

Asse di ascensione retta

Una lunga parte cava a forma di fuso diparte dal collare di alleggerimento del supporto Sud e termina con il collare di appoggio al supporto Nord. È questo l'asse polare vero e proprio. Subito dietro il collare di alleggerimento è la grande ruota dentata che trasmette all'asse il moto orario per l'inseguimento siderale controllato dal regolatore, disaccoppiabile con una frizione anulare. Dietro la ruota è il cilindro fisso che incamicia la parte terminale dell'asse tra cuscinetti di registro e lo vincola alla forca di appoggio Sud. A valle del cilindro è il gruppo meccanico che trasmette il moto rotatorio per i movimenti rapidi, connesso rigidamente all'asse incamiciato, e i cerchi graduati finemente incisi per la precisa lettura con i noni ad arco dell'angolo orario e dell'ascensione retta. All'estremo sono infine i piatti di rame su cui insiste la pettiniera dei contatti striscianti, per veicolare la corrente elettrica ai vari motori e servomeccanismi dislocati sul telescopio senza che alcun cavo abbia mai a torcersi per i movimenti; lo strumento può dunque ruotare indefinitamente.

I numerosi cuscinetti di registro che vincolano all'asse i meccanismi per la trasmissione dei moti e i cerchi graduati sono alquanto sensibili e non possono sorreggere il grande peso dello strumento. Il problema dello sgravio è risolto con un ingegnoso meccanismo di alleggerimento, ereditato dai simili ma più semplici sistemi già in uso sui telescopi del Settecento. Subito prima del cilindro che incamicia la parte terminale dell'asse v'è il grande collare sulla cui banda inferiore poggiano a dolce frizione due ampie ruote lisce ingabbiate, che cercano di sollevarlo. La loro culla è infatti ancorata all'estremo di due lunghe barre che agiscono come leve di primo genere, infulcrate ai prolungamenti destro e sinistro dei perni della forca e discendenti nel sottocupola. All'estremità opposta di queste leve complanari all'asse, quindi nella camera del basamento, sono i due contrappesi di piombo per l'ammontare di circa 1,4 tonnellate. La forza esplicata dalle leve per l'azione dei contrappesi tende a sollevare l'asse del telescopio alleggerendo la componente del peso ad esso ortogonale e che giace nel piano verticale; la componente parallela si scarica invece sul cuscinetto reggispinta del cilindro di camicia. I cuscinetti di registro vengono così del tutto liberati dalla forza peso del telescopio e possono lavorare nelle migliori condizioni.

Asse di declinazione

Interseca l'asse di ascensione retta nel punto mediano della sua parte fusiforme e gli è accoppiato meccanicamente, grazie a due flange contrapposte che si aprono sul fuso e le cui facce gli sono parallele. Lo compongono due elementi coassiali apparentemente disaccoppiati ma in realtà interconnessi, il primo è detto asse cavo, il secondo asse pieno. L'asse strumentale di declinazione è l'asse geometrico del primo.