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Astronomia e fisica in Arcetri

Da Sapere, Anno I, Volume I, N. 10, 31 maggio 1935.

“Quando Galileo nel 1610 veniva a Firenze col suo cannocchiale, dopo aver scoperto a Padova tante meraviglie nel cielo, per continuarvi le sue osservazioni e la costruzione di altri e più perfetti telescopi, probabilmente non pensava, che tre secoli e un quarto più tardi, un Istituto di ottica il quale sorge proprio sul colle ove egli lasciava le sue spoglie mortali, le officine che portano il suo nome, nella stessa Firenze, avrebbero intrapreso la costruzione del maggior telescopio di Europa. Questo telescopio, che avrà lo specchio di metri 1.24 di diametro, mentre l’obiettivo di quello di Galileo misurava appena quattro centimetri, è ancora lontano dallo specchio di 5 metri recentemente costruito in America, che potrà scandagliare il cielo fino a distanze finora mai raggiunte. Ma anche se il metro e venti centimetri è lontano dal cinque metri, tuttavia non si può negare che la tradizione galileana ha fatto scuola in Firenze e che da lui, al Torricelli e all’Amici le costruzioni ottiche. con lo scopo precipuo di osservare il cielo, se pure hanno subìto lunghe soste, non si sono spente.

“L’osservatorio di Arcetri visto dall’aeroplano. Quasi in primo piano la Torre Solare.”

Fino a pochi anni fa si credeva che l’idea di trasportare l’Osservatorio astronomico fiorentino sul colle di Arcetri fosse del Donati, ma nel 1924 il prof. Corsini trovava un documento il quale ci fa sapere come fino dal 1751, ossia più di un secolo prima del Donati, e mezzo secolo prima della fondazione della Specola di Via Romana, la stessa idea era stata esposta al Governo Toscano da Tommaso Perelli, professore di Astronomia nell’Università di Pisa. Il Perelli fu direttore di una Specola astronomica nel 1739 a Pisa e pare avesse ricevuto l’invito di installarne una a Firenze sulla torre di Orsammichele: egli lo sconsigliava, aggiungendo che sarebbe stato molto meglio di «fare uso di alcuna delle amenissime collinette suburbane delle quali è circondata Firenze, seguendo in ciò l’esempio degli Inglesi, i quali in un colle chiamato Greenwich, distante un miglio da Londra, hanno stabilito il loro Osservatorio, regolato presentemente dal principe degli astronomi del nostro secolo, che è il signor Jacopo Bradley». E più avanti sentiva il bisogno di dare indicazione più esatta sul luogo ove avrebbe dovuto sorgere questo Osservatorio scrivendo: «Non voglio lasciare di aggiungere che fra tutti i siti più adatti al fine proposto, se fosse rimessa in me la scelta inclinerei alla collina di Arcetri, luogo nobilitato dalle osservazioni e dal soggiorno di molt’anni del gran Galileo, e per questo stesso motivo degno di servire, anche nei secoli che verranno, all’esercizio di una scienza la quale, dalle fatiche, e dall’ingegno di quell’uomo veramente incomparabile, riconosce gran parte dei suoi più importanti avanzamenti.» Ma dovevano ancora passare 56 anni prima che un Osservatorio venisse fondato in Firenze, e malgrado il bel progetto del Perelli, ancora nell’interno della città e precisamente nel R. Museo scientifico. Nel 1807 infatti, con apposito motu proprio, Maria Luisa, Regina d’Etruria, destinò alla Pubblica Istruzione il detto Museo di Via Romana, chiamandovi sei professori a tenere sei insegnamenti, di cui uno fu d’Astronomia. Primo titolare di Astronomia e direttore dell’Osservatorio, sulla torre dell’antico Palazzo Torrigiani, attiguo a “Palazzo Pitti, fu Domenico De Vecchi.
Al De Vecchi succedeva, nel 1831, l’illustre G. B. Amici, la cui mirabile ed enciclopedica attività gli valsero fama mondiale. Egli infatti fu fisico ed ottico teorico e pratico, acquistò rinomanza nella astronomia e geodesia, principalmente per i suoi obiettivi ed oculari, come l’acquistò parimenti nella fisica, nella botanica, nella medicina con i suoi microscopi. Si può ben dire che l’Amici riprendesse in Firenze la tradizione dell’Ottica iniziata da Galileo e dai suoi discepoli. Celebri furono i suoi micrometri a separazione di immagini, uno dei quali donò anche al Santini di Padova, che lo adoperò nelle sue note ricerche sulla massa di Giove; ammirabile fu il suo obiettivo di 284 mm., uno dei più grandi e dei primi acromatici che fossero allora in possesso degli astronomi. Fu usato in Arcetri dal Donati, dal Tempel e poi, fino al 1925, con una nuova ed appropriata montatura.
Successe all’Amici nel 1859 il suo discepolo G. B. Donati pisano, allievo del Mossotti. Scopritore, osservatore e calcolatore di comete, diventò universalmente conosciuto per quella famosa del 1858, nonché per le sue ricerche di spettroscopia stellare, che aprirono al P. Secchi la via alla scoperta della sua classificazione spettrale e lo pongono fra i pionieri dell’astrofisica.

“Galileo detta al figlio Vincenzo il Dialogo delle “Nuove Scienze” al “Giojello” in Arcetri.
[Tela di Tito Lessi.]”

Il Donati, comprendendo la necessità di sviluppare le ricerche in quello, allora nuovissimo ramo dell’astronomia, in un Osservatorio più adatto, che non fosse la vecchia Specola di Via Romana, fuori dei disturbi della città, scelse Arcetri, il colle sacro alla memoria di Galileo, situato a circa due chilometri al sud del centro di Firenze.
Il 26 settembre 1869 radunò in Arcetri, allo scopo di far vedere l’inizio dei lavori, gli astronomi congregati in Firenze per la misura dell’arco di meridiano. L’Osservatorio fu compiuto tre anni dopo e fu solennemente inaugurato il 27 ottobre 1872. Un acerbo destino toglieva al Donati la gioia di assistere alla inaugurazione, perché il giorno prima, per una caduta, si era fratturata una gamba.
Appena ristabilito diede principio ai lavori scientifici dell’Osservatorio occupandosi fra l’altro dei fenomeni. presentati dall’aurora polare del febbraio 1872. Trovavasi in quell’anno il sole in uno dei suoi massimi di attività, e il Donati comprese subito che il grande fenomeno terrestre dell’aurora poteva in qualche modo dipendere dai parossismi solari. E per mostrare che questa ipotesi era probabile, fece un’inchiesta con l’aiuto dei consoli italiani sparsi su tutta la terra, per determinare con la maggiore possibile esattezza il tempo della sua comparsa. Un anno dopo reduce da Vienna, dove aveva preso parte al primo congresso meteorologico internazionale, soccombeva a violento morbo colerico nella notte del 19 settembre, nel pieno vigore degli anni.

“A sinistra: G. B. Amici – A destra: G. B. Donati.”

Nel 1875 il R. Istituto di Studi Superiori pratici e di perfezionamento, da cui allora dipendeva l’Osservatorio, dietro consiglio dello Schiaparelli nominò astronomo aggiunto, con l’incarico della direzione, G. E. Tempel, tedesco, abile disegnatore e fotografo, ma molto appassionato per l’astronomia, che aveva scoperto, a Venezia, Marsiglia e Milano numerose comete, piccoli pianeti, e nebulose.
Di queste ultime fece in Arcetri, col cannocchiale di Amici di 284 mm. di apertura, montato equatorialmente in modo imperfetto, un gran numero di bellissimi ed esatti disegni, che nel 1879 gli valsero il premio reale della R. Accademia dei Lincei. Il suo occhio acuto e la bontà dell’obiettivo, gli permisero di rilevare dettagli mai prima scoperti e confermati poi dalle recenti fotografie di questi oggetti: come è veramente desiderabile, questi disegni finora inediti verranno pubblicati dalla R. Accademia d’Italia. Dal 1889, anno in cui morì il Tempel, al 1893, anno in cui venne nominato direttore Antonio Abetti, l’Istituto di Studi Superiori provvide, con l’aiuto del Governo, ad importanti restauri, resi necessari dalla primitiva non buona costruzione del fabbricato. Mancavano ancora quasi del tutto gli strumenti, e la biblioteca. Dapprima fu costruita, nell’officina dell’Osservatorio di Padova, una nuova e completa montatura dell’obiettivo dell’Amici, il quale così dal 1895 poté ritornare operoso, osservando con esso A. Abetti, un gran numero di pianetini e comete.
Un piccolo cerchio meridiano, fatto costruire su suo disegno alla casa Bamberg di Berlino, fu usato dall’astronomo aggiunto B. Viaro per la riosservazione del primo Catalogo padovano del Santini contenente la posizione di 1645 stelle. Intanto con la chiamata a Firenze di A. Garbasso, come successore del Roiti, alla Cattedra di Fisica, veniva maturandosi l’idea di trasportare in Arcetri, nello stesso terreno occupato dall’Osservatorio, alla base della collina, un Istituto di Fisica moderno, aedes Galileo sacrae come venne chiamato dal compianto P. Pistelli. Iniziata la costruzione nel 1913 e poi interrotta per causa della guerra, fu, dopo la fine di questa, terminata, ed ivi trasportati tutti gli strumenti e la ricca biblioteca, che si trovavano nella vecchia sede universitaria di Via Gino Capponi, l’Istituto veniva inaugurato nel 1921.
Si iniziava così in Arcetri quell’unione proficua fra studi celesti e terrestri, che si allargava poi con la fondazione, pure in Arcetri, accanto all’Istituto di Fisica, del R. Istituto Nazionale di Ottica.
Sotto la guida del Garbasso, uno stuolo di giovani fisici iniziava quelle ricerche sulla costituzione della materia e sulla natura dei raggi cosmici, i quali sono oggi all’ordine del giorno della fisica moderna, e preparano il terreno alla interpretazione dei fenomeni grandiosi che avvengono in quel vasto laboratorio fisico che è il nostro universo. Dove infatti trovare e come riprodurre nei nostri laboratori i grandiosi fenomeni che ivi avvengono, come l’apparizione delle stelle nuove, della formazione delle nubulose e dei sistemi multipli di stelle, del sistema solare, dell’espansione dell’universo stesso? Eppure se anche non siamo capaci di riprodurli, né — di comprenderne fino in fondo il mistero, tuttavia il fisico può, nel suo laboratorio e per via pratica e per via teorica, con l’aiuto del matematico, arrivare a spiegarci molti fatti, che con la sola osservazione del cielo non si potrebbero comprendere.
Data l’evoluzione degli studi fisici ed astronomici in questi ultimi decenni, è naturale che i secondi vengano sempre più ad accostarsi ai primi, perché al desiderio di conoscere la posizione ed il moto degli astri si aggiunge quello più ambizioso di conoscerne la costituzione e formazione. Così nel 1921 l’Osservatorio di Arcetri volgeva la sua attività prevalentemente alle ricerche astrofisiche e con Decreto Reale del gennaio 1926 passava alla diretta dipendenza del Ministero dell’Educazione Nazionale nel novero degli Osservatori del Regno, pur continuando a far parte, per l’attività didattica, dell’Università di Firenze, costituitasi due anni prima.

“Diagramma della Torre Solare.”

Per lo sviluppo delle ricerche astrofisiche l’Osservatorio ha rinnovato il suo corredo scientifico. Allo storico obiettivo dell’Amici ne venne sostituito uno di maggiori dimensioni (37 cm. di diametro), che è stato ottenuto dalla Germania in conto riparazioni di guerra.
Fu costruito un riflettore prismatico, composto di uno specchio parabolico di 30 cm. di apertura, al quale sono anteposti due grandi prismi che permettono di fotografare gli spettri stellari. La R. Marina ha ceduto cortesemente in prestito un ottimo equatoriale di 18 cm. di apertura. Nel 1925 veniva completata, con il concorso del Governo e di mecenati privati, una torre solare di 24 metri di altezza con uno spettrografo e spettroeliografo combinati di 4 metti di distanza focale.
La torre, come si vede dal disegno schematico, non è altro che un cannocchiale fisso verticalmente al suolo, nel quale la luce del sole viene condotta sull’obiettivo A dagli specchi C e D convenientemente orientati, mentre poi il primo (C) è tenuto in moto costante per potere seguire il sole nel corso del suo moto diurno attraverso il cielo.
In B l’osservatore vede e studia l’immagine solare, che misura 18 cm. di diametro; oppure attraverso ad una fessura la luce solare può entrare nel pozzo sottostante alla torre. In E. cioè nello spettrografo e spettroeliografo la luce del sole viene diffratta così che, medesimamente in B, si può osservare lo spettro del sole o si può fotografarlo in una radiazione monocromatica, come per esempio in luce di idrogeno o di calcio. In tal modo si può studiare quanto avviene sulla superficie del sole, non soltanto nella luce bianca come comunemente si vede, ma altresì nella sua atmosfera di idrogeno e di calcio, dove avvengono i più notevoli fenomeni della sempre attiva e. sconvolta superficie solare.

“Celostata o primo specchio della Torre Solare.”

Con la torre si può così seguire regolarmente l’attività del sole, durante il suo ciclo undecennale. Siccome è importante che le osservazioni siano numerose e continue, è chiaro che un Osservatorio solo non basta allo scopo e per questo, secondo un programma stabilito dall’Unione Astronomica Internazionale, molti Osservatorii, sparsi su tutta la terra, si dividono il lavoro, seguendo questo o quello dei fenomeni solari in tutte le ore del giorno, quando il tempo lo permetta. I risultati di questa collaborazione sono già notevoli perché, avendosi un quadro completo di ciò che avviene sul sole, si può anche dire in quale modo i fenomeni che esso presenta si riflettano sulla terra, come per esempio sul magnetismo di questa e sulle sue vicende climatiche.

“Equatoriale di Amici.”

Oltre a tali osservazioni di carattere sistematico alla torre, nel decennio ormai trascorso dalla sua costruzione sono state fatte anche ricerche per determinare quale sia il periodo di rotazione del sole attorno al suo asse, non solo nel suo insieme, come avviene per la terra, ma anche nei diversi strati che compongono la sua atmosfera. Ricerche sullo spettro della fotosfera hanno portato alla scoperta dell’idrogeno molecolare e dei movimenti vorticosi e radiali dei vapori metallici che sono eruttati dalle macchie del sole. Anche l’equatoriale di Amici serve per le osservazioni regolari delle così dette protuberanze, cioè quelle fiamme di idrogeno e calcio che escono dalla superficie del sole, con più o meno violenza e frequenza in relazione dello stato della sua attività generale.
Nel campo della spettroscopia stellare, il riflettore prismatico ha servito a determinare le parallassi stellari, cioè la distanza delle stelle, con metodo spettroscopico, ed alle ricerche della variazione dello spettro delle stelle variabili di corto periodo, dette Cefeidi. Anche le ultime stelle nuove, comparse nell’agosto del 1933 nella costellazione dell’Ofiuco e nell’ottobre del 1934 in quella di Ercole, sono state seguite con questo strumento, rilevandone le interessanti trasformazioni negli spettri che stanno a provare le grandiose conflagrazioni di quei mondi lontani.

“I cannocchiali originali di Galileo attaccati all’estremità oculare dell’equatoriale di Amici.”

Gli studi matematici, fisici ed astrofisici, che hanno avuto rapido sviluppo in Firenze, dopo la costituzione dell’Università fiorentina, dànno vita anche al Seminario di Arcetri il quale, fondato nel 1928, quasi a continuazione di quelle periodiche riunioni, che Garbasso teneva in Firenze nel vecchio Istituto di Fisica in via Gino Capponi fino dal 1913, si riunisce ora regolarmente nel R. Osservatorio di Arcetri.
G. Abetti.”

La caduta d’un aerolito

Da La Scienza per Tutti, Anno XXII – N. 16 – 15 agosto 1915

“ll 13 ottobre 1914, alle ore 24.43’, gli abitanti del Lancashire e dello Ceshire, in Inghilterra, furono messi in allarme dall’improvvisa ed intensa luminosità prodotta dal passaggio d’una meteora spostandosi da S. S. E. a N. N. O. Il giorno dopo, ad Appley Bridge (a 6 chilometri e mezzo circa all’O. N. O. di Wigan) un garzone di fattoria trovava in un campo uno strano blocco rossastro, dall’apparenza di ferro, pesante 15 kg. circa, affondato per circa 45 cm. Si trattava d’un blocco piramidale di m. 0,245 di lunghezza per 0,168 di larghezza e 0,232 di spessore. Il diametro maggiore era di m. 0,273. Si spezzò però cadendo: il pezzo più grosso rimasto non pesava che 13 kg.
Dall’ insieme delle osservazioni raccolte dal Denning risulta che il tragitto visibile della meteora attraverso la nostra atmosfera fu di 78 km., percorsi ad una velocità media di 12.800 metri al minuto secondo. L’altezza, al momento in cui comparve, fu stimata di 46.600 metri. Probabile radiante: 348° di ascensione retta e 2° di declinazione boreale, nella regione occidentale dei Pesci.
L’ aspetto del proiettile siderale lo si vede nella nostra figura (1/3 del vero). La parte di crosta segnata con la lettera A è rugosa e bernoccoluta. Lo spessore della crosta aumenta verso la base. In B, la sostanza liquefatta dalla fusione della corsa attraverso l’atmosfera terrestre ha determinato un rilievo a lama di coltello, di cui la parte fratturata, in C, mostra l’aderenza tra la pellicola esterna e la sottostante superficie.
Peso specifico della massa: 3.336; composizione: olivina (63.43 %), entastite (31.5 %), sostanza piritica e metallica (5.07 %). Si nota presenza di silice (magnetica), ferro, nikel, magnesio, allumina, zolfo, fosforo, sodio, potassia, cloro, calce.”

Lo spettreliografo dell’Osservatorio di Catania

Da La Scienza per Tutti, Anno XXII – N. 16 – 15 agosto 1915

“La descrizione che ne segue è tolta da una nota, alla Regia Accademia dei Lincei, del prof. Riccò che fu il primo ad introdurre l’apparecchio in Italia (1906). Lo spettreliografo è invenzione dell’astronomo americano prof. G. E. Hale.

Lo strumento si compone di una intelaiatura rettangolare fissa A, che si attacca al refrattore, e di una intelaiatura B mobile su 12 rotelle, che porta i principali pezzi ottici, cioè il collimatore C con la prima fessura ed il suo obbiettivo, l’altro tubo parallelo D, con la seconda fessura e con l’obbiettivo della camera fotografica, l’apparato dispersivo, composto dei due prismi E, e lo specchio F, oppure il reticolo. Alla parte fissa è attaccata la camera G col telaio per la lastra sensibile; una carrucola H, su cui passa la corda, che per mezzo di un peso mette in movimento la parte mobile; una clessidra I, la quale regola il movimento con la resistenza uniforme che presenta l’acqua (con 20 % di glicerina) nel passaggio dalla camera anteriore alla posteriore o viceversa, attraverso al rubinetto L più o meno aperto.

“Protuberanze solari osservate (Trouvelot) il 15 aprile 1872.”

L’obbiettivo del collimatore e quello della camera sono doppi, da ritratti. I prismi sono di vetro di Jena O 102, molto dispersivo e trasparente per i raggi bleu e violetti: hanno l’angolo rifrangente di 66°, e pro-ducono una deviazione totale di circa 120°. Il reticolo di diffrazione ha la superficie rigata 46 x 83 mm., e contiene 600 linee per millimetro. Lo specchio è di vetro argentato anteriormente. Lo strumento può essere adoperato in 3 modi: la prima combinazione, specchio a prismi, è quella rappresentata nell’annesso schema; nella seconda combinazione lo specchio viene surrogato dal reticolo; nella terza il reticolo si mette nel posto dei prismi. Il tubo D porta al di sopra della seconda fessura, lateralmente e perpendicolarmente al suo asse ottico, un cannocchialino o microscopio (non indicato nello schema), il quale, mediante un prisma a riflessione totale, fa vedere la faccia anteriore della seconda fessura, e quindi può servire a mettere nel piano focale dell’ obbiettivo della camera la fessura stessa e la lastra sensibile, come si vedrà.

“Schema dello spettreliografo dell’Osservatorio di Catania.”

Lo spettreliografo pesa circa 45 kg. Per non aggiungere tutto questo peso alla estremità oculare del cannocchiale, in questo si sono da prima tolti tutti i contrappesi che vi erano e tutto ciò che non era strettamente necessario per l’uso dello spettreliografo; così si alleggerì il refrattore di quasi quanto è il peso dello spettreliografo.
Per unire lo spettreliografo al cannocchiale, si è costruito una piattaforma M anulare, di ghisa, che si unisce alla intelaiatura esterna fissa A dello spettreliografo mediante otto viti che penetrano nella detta intelaiatura, passando per otto spacchi circolari della piattaforma: così si possono dare diversi orientamenti allo spettreliografo rispetto al cannocchiale e si può rettificarne la posizione con spostamenti, scorrendo entro gli spacchi, prima di stringere le otto viti. Dalla piattaforma sorgono quattro tubi d’acciaio N con le estremità fatte a vite, le quali penetrano in quattro occhi O praticati in quattro forti pezzi d’acciaio a squadra P, che col braccio più lungo sono imbollonati lungo il tubo del cannocchiale Q e su di un anello di ferro che lo abbraccia a 40 cm. dall’estremità. Con dadi e controdadi i quattro tubi si possono fissare in modo che l’asse ottico del collimatore sia parallelo a quello del cannocchiale, e da prima fessura sia prossimamente nel piano focale dell’obbiettivo del refrattore.
L’attacco è riuscito ben rigido ed abbastanza leggero (pesa 10 kg.). Per equilibrare questo nuovo peso e tutto l’apparato in declinazione, si è dovuto applicare all’altra parte del tubo una fascia di piombo; per equilibrare poi il refrattore in ascensione retta, è bastato spostare alquanto in fuori i grandi contrappesi, posti all’estremità dell’asse di declinazione.
RETTIFICHE. – Per centrare il collimatore col cannocchiale si è posto sulla prima fessura allargata una lamina con un foro corrispondente al centro della fessura medesima, poi si è adattato all’ obbiettivo del collimatore una specie di cappuccio, portante un vetro smerigliato, su cui sono segnati dei circoli concentrici all’ obbiettivo stesso; quindi si sono allungate od accorciate le colonne opposte dell’attacco, finchè, fatta cadere l’immagine focale del sole formata dal refrattore sul detto foro,. si vedesse sul vetro smerigliato un dischetto lu-minoso ben concentrico ai detti circoli.
2) Per mettere in prima approssimazione la prima fessura nel piano focale dell’obbiettivo del refrattore per i raggi violetti, si è determinata la posizione di questo fuoco rispetto al portaoculare, mediante lo spettroscopio: poi si è perfezionata questa determinazione facendo con lo spettreliografo delle serie di fotografie dello stesso gruppo di macchie e facole solari, mentre si avvicinava o si allontanava la prima fessura dalla posizione prima trovata.
3) Per mettere la prima fessura nel fuoco del collimatore, si è posto davanti ad essa un filo finissimo, e collocato lo specchio dello spettreliografo in posizione perpendicolare all’asse del collimatore stesso, si è variata la distanza della fessura dall’obbiettivo, fino a vedere ugualmente ben distinto il filo e la sua immagine riflessa.
4) Per mettere la pellicola della lastra sensibile nel piano focale dell’obbiettivo della camera, si è posta nel telarino di questa una lamina di vetro comune, su di una faccia del quale si sono fatti tratti finissimi col diamante; e poi si è spostata la camera, finchè nel cannocchialino adiacente si vedessero nettamente insieme i detti tratti e le righe dello spettro.
Si ammette per ora che i prismi siano nella posizione della minima deviazione per i raggi violetti, e che non vi sia altra rettifica da fare, ciò che per la nota grande abilità del costruttore (O. Toepfer und Sohn di Postdam) dev’essere molto prossimamente vero.
PROVE. — Eseguite le rettifiche e posto al luogo della seconda fessura una camera oscura, si sono fatte delle fotografie dell’intero spettro, che sono riuscite finissime, ma con le righe fortemente curvate (raggio di curvatura circa cm. 4 1/2), per il noto effetto della incidenza obliqua dei raggi che provengono dalle estremità della fessura (rettilinea) e vanno ai prismi, e la conseguente più forte rifrazione di essi raggi. Rimessa la seconda fessura, che ha curvatura uguale a quella della riga K del calcio, e fatte delle fotografie del disco solare, facendo funzionare regolarmente lo spettreliografo, cioè scorrere la prima fessura sotto l’immagine focale del sole, formata dal refrattore e mantenuta immobile dal suo motore, la fotografia del sole è riuscita molto sensibilmente ovale.
La ragione di questa deformazione è, che per ogni elemento rettilineo del disco solare, lasciato passare dalla prima fessura, se ne produce nella seconda fessura un’immagine curvilinea avente per corda la lunghezza della prima fessura, con gli estremi spostati verso il violetto, per modo da uscire dal contorno dell’ immagine ideale circolare.
Wadsworth ha dimostrato che quando nello spettreliografo vi è un numero dispari di riflessioni, la predetta deformazione si può eliminare, facendo entrambe le fessure curve e con raggio di curvatura metà di quello delle righe, e la curvatura rivolta alla stessa parte: e ciò per la inversione simmetrica che I’ immagine subisce nella riflessione. Provato prima questo espediente, applicando sulla fessura prima e seconda, allargate al massimo, due fessure provvisorie tagliate in lamina metallica sottile, l’immagine del sole data dallo spettreliografo riuscì ben rotonda. Allora si fecero eseguire altre due fessure di platino-iridio, come le prime, ma entrambe curve e col raggio di curvatura di 83 mm.; che è il doppio del raggio di curvatura della riga H, esattamente misurata sulla fotografia ottenuta con la prima fessura dritta. Messe a poste le nuove fessure, e rifatti i necessari saggi e le necessarie rettifiche, si ebbero alfine buone fotografie, con contorno perfettamente circolare, rappresentanti esattamente e finamente macchie, protuberanze, facole e floccoli.
ORIENTAMENTO. – Dopo aver provato diversi orientamenti dello spettroeliografo rispetto al refrattore, si è visto che il più conveniente per l’Osservatorio di Catania è quello in cui la parte mobile dello spettreliografo si muove da Ovest verso Est, cosicchè di primo mattino, (epoca in cui l’Osservatorio lavora per l’Unione internazionale per gli studii solari) lo spettreliografo scende per il proprio peso e quindi si risparmia di far uso del peso motore; il che costituisce una semplificazione che giova al buon funzionamento.
Tale orientamento fu dato allo spettreliografo con grande approssimazione: però di tempo in tempo si fa la fotografia dell’orlo nord e sud col refrattore immobile, portando la prima fessura, molto allargata, da una all’altra estremità della corsa del carrello dello spettreliografo e lasciando passare dall’una all’altra posizione il sole col suo moto diurno. Si verifica poi se la congiungente o la tangente comune delle due fotografie dell’orlo è parallela alla traccia lasciata dalla estremità della fessura nel fare la fotografia ordinaria del disco solare.
ESECUZIONE DELLE FOTOGRAFIE. – Quando si fotografa la cromosfera e le protuberanze, affinchè la viva luce del disco solare, durante la lunga esposizione necessaria, non alteri l’immagine, si attacca alla parte fissa dello spettreliografo un dischetto o schermo nero che intercetta quasi tutta l’immagine focale del sole, eccetto l’estremo orlo.
La riga K si vede con l’apposito cannocchialino con estrema difficoltà, anche facendo uso di un vetro violetto, applicato all’oculare; perciò si è stabilito di servirsi della riga H, che si vede con minor difficoltà.
Il tempo dell’esposizione, ossia il tempo della corsa della fessura attraverso il disco solare, è fra sei e dieci secondi per la fotosfera, e circa due minuti per le protuberanze.
Per la fotosfera si adoperano lastre «Lumière» comuni (etichetta bleu) o lastre «Proces» di Wratten per la cromosfera e protuberanze, lastre «Lumière» extra-rapide (etichetta violetta).
L’esecuzione quotidiana delle fotografie con lo spettreliografo è affidata al sig. L. Taffara, assistente dell’Osservatorio, il quale aiutò assiduamente il direttore dell’Osservatorio stesso nelle ultime operazioni di installamento dell’apparecchio, apprendendo bene il maneggio non facile nè semplice dello strumento.

“La fotosfera (fotografie dell’astronomo Hale).”

Non comprendendo (come si disse) lo spettreliografo tutta la immagine solare, ogni giorno si fa una fotografia comprendente più del semidisco settentrionale, una fotografia comprendente più del semidisco meridionale, una fotografia comprendente la zona centrale. Così con le due prime fotografie si ha il disco più che completo, e con la terza si ha la ripetizione della zona centrale, che per esser estesa circa 90°, contiene che per esser estesa circa 90°, contiene sempre le zone di maggior frequenza delle macchie, delle facole e delle protuberanze eruttive, e quindi è la più importante. Con le due prime fotografie, troncandole secondo il diametro Est-Ovest, e col controllo della terza, è facile comporre l’immagine dell’intero disco. Tutto ciò vale tanto per la fotosfera, come per la cromosfera con le protuberanze.
Dai primi di giugno 1908 si fanno, all’Osservatorio di Catania, regolari e quotidiane fotografie della fotosfera e della cromosfera con le protuberanze.

“Fotografia d’una macchia solare.”

Osservazioni visuali della cromosfera e delle protuberanze solari furono raccolte, per un periodo d’oltre quarant’anni, dalla Società degli Spettroscopisti italiani; nelle Memorie della Società figura un piano di statistica generale di dette osservazioni fatte quando non si poteva ancora usufruire dell’ausilio fotografico offerto dallo spettreliografo.”