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Riflettore astrometrico REOSC

È il telescopio principale dell'Osservatorio dal 1974, anno della sua entrata in funzione. La sua configurazione ottica (specchio primario parabolico di 1,05 m e secondario piano di circa 60 cm, scala di 20,744"/mm) ne fa uno strumento ideale per osservazioni astrometriche che richiedono campi esenti da aberrazioni entro qualche minuto d'arco dall'asse ottico. Per il tipo di configurazione ottica è il secondo al mondo dopo il 1.55-meter Kaj Strand Astrometric Reflector di Flagstaff (AZ, USA).

È stato impiegato inizialmente per osservazioni di stelle doppie visuali tramite la tecnica fotografica e per un programma di determinazione di parallassi trigonometriche di stelle deboli vicine. A partire dagli anni '90, il telescopio REOSC - equipaggiato di una camera CCD a grande campo - è stato dedicato all'astrometria di sorgenti radio extragalattiche, alla misura di parallassi trigonometriche di stelle deboli fuori della portata del satellite Hipparcos, e al monitoraggio nel visibile della variabilità di galassie attive. 

Alla fine del 1995 il telescopio ha subito una risistemazione per l'aggiornamento della sua elettromeccanica, movimentazione, puntamento e guida e per la completa automazione delle funzioni osservative. Il totale asservimento del telescopio al computer permette l'esecuzione remota di quelle osservazioni, quali il monitoring fotometrico di galassie attive e la fotometria in banda stretta di oggetti molto giovani o di post AGB.

Camera fotografica

La camera fotografica è stata realizzata insieme al telescopio dalla stessa ditta costruttrice (REOSC). Era corredata di filtri Schott che, accoppiati con le opportune emulsioni, permettevano di realizzare un sistema fotometrico simile all'UBVRI di Johnson. Sono state utilizzate lastre di formato fino a 16 cm x 16 cm per un campo coperto di ~ 55' di lato. Dall'entrata in funzione del telescopio sono state ottenute 2721 lastre, delle quali 2167 per i programmi di stelle doppie visuali e le restanti 554 per i programmi di parallassi e astrometria di QSOs per la definizione del sistema di riferimento inerziale nell'ottico.

Camera CCD a grande campo

Dalla fine del 1994 è in funzione la camera CCD (ASTROMED-UK, formato 1152 x 1296 pixel, scala 0,467"/pixel raffreddata ad azoto liquido), equipaggiata da un set di filtri UBVRI di Johnson-Cousin, un set di filtri nebulari (con relativi continui) a banda stretta ed il set completo dei filtri del sistema di Vilnius. Dall'inizio delle operazioni si sono ottenute più di 30.000 immagini per circa 700 notti di lavoro. 

Rifrattore fotovisuale MORAIS

È il telescopio più grande d'Italia nel suo genere ancora in funzione. Accoppia un rifrattore (scala ~ 30"/mm) con tripletto semi-apocromatico da 38 cm di diametro, ottimizzato per osservazioni fotografiche, ad uno con obiettivo di 42 cm corretto per il visibile. Prende il nome dall'Ing. Cesare Morais che disegnò i due obiettivi.

Il telescopio fotografico è stato usato negli anni '70 per la determinazione della posizione di asteroidi e comete e successivamente per l'astrometria fotografica a grande campo. Il telescopio visuale, oltre ad essere la guida durante le esposizioni fotografiche, è stato usato spesso per le osservazioni astrometriche di binarie visuali.

Lo strumento ha subito recentemente un radicale intervento di manutenzione e continua ad essere utilizzato per lavori di astrometria a grande campo (corretto fino a 0,75° dall'asse ottico); inoltre la focale di circa 7 m lo rende uno strumento ideale per l'osservazione planetaria.

Il piano inferiore della cupola ospita un piccolo museo nel quale sono presenti gli strumenti che l'Osservatorio ha utilizzato nel passato.

Camera fotografica

La camera fotografica installata al MORAIS è corredata da un set di filtri Schott per la realizzazione del sistema di Johnson e permette l'utilizzo di lastre di formato fino a 20 x 20 cm per un campo coperto di ~ 1,5° di lato. Dalla sua entrata in funzione avvenuta alla fine del 1971, sono state realizzate 1191 lastre per i programmi di asteroidi e astrometria semi-assoluta. 

Le esperienze acquisite con i telescopi in uso all'Osservatorio hanno permesso la realizzazione di un telescopio di tipo Ritchey-Chretien per imaging e fotometria CCD interamente automatico installato nella cupola del vecchio Marcon, il quale era un classico Cassegrain da 46 cm di diametro costruito dall'officina italiana Marcon. Quest'ultimo è stato completamente dedicato alla fotometria fotoelettrica di asteroidi e binarie ad eclisse. 

Il nuovo telescopio ha un obiettivo del diametro di 80 cm e sarà dedicato al programma di monitoring delle galassie attive che richiederà un notevole sforzo osservativo. L'intenzione è quella di eseguire osservazioni completamente remote

Astrografo ZEISS

È un rifrattore di piccolo diametro (20 cm) e corta focale, entrato in funzione nel 1923 sotto la direzione di Giovanni Silva, ed è stato essenzialmente usato per la ricerca fotografica di nuovi asteroidi e per la determinazione delle orbite di quelli noti. Con gli anni lo strumento ha perso la sua competitività, e dagli anni '80 è usato solo per la didattica e la divulgazione.

Camera fotografica

Questa camera non è più in uso anche se disponibile. Dall'inizio del 1968 a tutto il 1985 sono state realizzate 2639 lastre principalmente di comete ed asteoridi.

Gli strumenti antichi

Il principale di questi strumenti è il cerchio meridiano di Reichenbach ed Ertel, costruito nel 1820. Questo strumento, restaurato nel 1988, ha una lunghezza di 1,70 m  ed una larghezza di 0,93 m; l'altezza massima, con il sostegno attuale non originale, è di 1,80 m. Il cerchio in argento inciso (con suddivisione di 2" in 2") ha un diametro di 1 m. Il Direttore dell'epoca, Giovanni Plana, lo ordinò sul modello di quello già in funzione all'Osservatorio di Könisberg e rimase lo strumento principale fino al 1908, quando venne affiancato da uno strumento dei passaggi. Nel corso degli anni venne più volte modificato ed aggiornato; con esso Giovanni Boccardi eseguì, tra il 1904 e il 1906, 11.000 osservazioni di 594 stelle in ascensione retta. Nel 1921 fu collocato nella seconda sala meridiana della nuova sede dell'Osservatorio e fu utilizzato fino al 1942, quando venne definitivamente sostituito dopo 120 anni di servizio quasi ininterrotto. Sfortunatamente l'obiettivo, con diametro di 10,9 cm e focale di 1,62 m, opera di Fraunhofer, è andato perduto.

Fino al 1970 il telescopio di maggior rilievo dell'Osservatorio è stato il rifrattore Merz-Cavignato da 30 cm di diametro e 4,45 m di focale. Ordinato da Alessandro Dorna, entrò in funzione nel 1884 e per due anni rimase addirittura il maggiore d'Italia. Come indica il nome, l'ottica venne lavorata nella celebre officina di Merz, erede di Fraunhofer, a Monaco, mentre la montatura fu opera di Cavignato di Padova. Fu smontato una prima volta nel 1889 e poi nuovamente nel 1906-07; pur essendo lo strumento principale dell'Osservatorio rimase a lungo, periodicamente, inattivo a causa delle continue, necessarie rettifiche e revisioni. Fu utilizzato principalmente per studi fotometrici, dapprima con fotometro a cuneo Milani e poi con quello fotoelettrico di Lallemand. Fu rimontato e riutilizzato negli anni 1981-83, durante un periodo di revisione del Morais, per misure di stelle doppie visuali. A causa delle sue dimensioni, lo strumento è attualmente smontato.

Lo strumento è costituito da un telescopio che può ruotare attorno ad un asse orizzontale: in tale asse si distinguono due tronchi di cono collegati da una scatola cubica. Il fuoco si trova ad una delle due estremità dell'asse di altezza, secondo lo schema tipico del cannocchiale spezzato. Un piccolo cerchio graduato del diametro di 16 cm permette la lettura dell'angolo di puntamento in altezza con la precisione di 1'.

Nella prima sala meridiana è collocato lo strumento dei passaggi Bamberg, con un obiettivo da 9,6 cm di diametro e 92 cm di focale. Prende il nome dal noto fabbricante tedesco Bamberg il quale realizzò questo strumento eseguendo alcune modifiche suggerite da Boccardi, il quale lo aveva ordinato per collocarlo nel padiglione del primo verticale. Entrato in servizio il 13 dicembre 1912, fu subito utilizzato per lo studio approfondito sulle variazioni delle latitudini.

Lo strumento è costituito da un telescopio che può ruotare attorno ad un asse orizzontale; l'oculare si trova ad un'estremità dell'asse, secondo lo schema tipico del cannocchiale spezzato. L'asse orizzontale è appoggiato su due sostegni a V rovesciata; la base, solidale ai sostegni, appoggia su un pilastro e può essere orientata, mediante vite micrometrica per essere allineata all'asse di riferimento. Due sostegni, azionati da una leva, possono sollevare l'asse orizzontale dello strumento e permetterne l'inversione, facendolo ruotare intorno all'asse verticale. Alcune livelle a bolla d'aria permettono la verifica della perfetta orizzontalità dello strumento e del suo asse principale. Un piccolo cerchio graduato, del diametro di 17 cm, permette la lettura dell'angolo di puntamento in altezza con la precisione di 1'.

Nella seconda sala meridiana è installato il più grande dei due strumenti dei passaggi Bamberg dell'Osservatorio con un obiettivo di 10 cm di diametro ed una focale di 1 m. Fu ordinato da Boccardi per rimpiazzare l'ormai inservibile cerchio meridiano di Reichenbach. La struttura dello strumento è la stessa descritta sopra, con la differenza che un'unica livella a bolla d'aria di grande precisione permette la verifica della perfetta orizzontalità dello strumento. In questo caso, il cerchio graduato per il puntamento ha un diametro di 18 cm e la stessa precisione di 1'.

Ripristinato nel 1972 per osservazioni meridiane visuali, è stato utilizzato per l'osservazione di 461 gruppi di stelle del catalogo fondamentale FK4. Equipaggiato con un micrometro fotoelettrico nel 1980, è stato utilizzato fino al 1985 per la determinazione della scala di Tempo Universale (UT) nell'ambito della collaborazione con il Bureau International de l'Heure (BIH) di Parigi e l'International Proper Motion Service (IPMS) di Mizusawa (Giappone) per lo studio della rotazione della Terra. Sono state eseguite osservazioni meridiane fotoelettriche di 431 gruppi di stelle fondamentali per un totale di circa 5.000 transiti stellari fino alla magnitudine visuale 6. 

Con tale strumento l'Osservatorio di Torino ha partecipato alla campagna preliminare (agosto-ottobre 1980) e a quella principale (settembre 1983 - ottobre 1984) del Progetto MERIT (Monitoring of Earth Rotation and Intercomparison of the Techniques of Observation and Analysis), contribuendo allo sviluppo di nuove tecniche di osservazione ed analisi dati per migliorare la conoscenza delle cause delle variazioni del moto di rotazione della Terra e del loro effetto sulla durata del giorno. Nello stesso periodo sono stati rilevati i transiti meridiani di 8 controparti ottiche di radiosorgenti galattiche nell'ambito della ricerca sulle relazioni tra i sistemi di riferimento ottico e radio.