Fu costruito nel 1957, su progetto del prof. Giotti e dell¿ing. Turrini, dalle Officine Galileo di Firenze in due esemplari, per gli Osservatori di Asiago e di Merate. G. Giotti (1896- ...) era stato assistente alla Specola di Merate durante gli anni in cui venne installato il telescopio Zeiss e furono acquisiti gli spettrografi Z1 e Z2. Preziosa fu dunque la sua esperienza meratese per la sua successiva attività. Lasciata la Specola milanese per l¿Istituto Nazionale di Ottica di Arcetri, divenne poco dopo direttore dei Servizi Ottici delle Officine Galileo. A lui si deve pure la progettazione del grande spettrografo applicato al telescopio da 122 cm dell¿Osservatorio di Asiago. I proff. L. Rosino e Francesco Zagar (1900-1976), direttori dei due osservatori, desideravano applicare i due esemplari ai fuochi newtoniani dei telescopi Galileo e Zeiss dei due osservatori, che avevano entrambi lo specchio principale di apertura relativa f/5. Per come era progettato, lo strumento risultava particolarmente indicato per l¿osservazione fotografica di oggetti deboli perché forniva spettri con dispersioni ridotte ed inoltre evitava le perdite di luce prodotte da rinvii ottici caratteristici di altri spettrografi, quali ad esempio Z1 e Z2. Dalla flangia di attacco al telescopio si diparte una compatta struttura in silumin, alla quale le ottiche dello strumento sono fissate. Lo strumento è contenuto in un carter adatto ad isolarlo termicamente. La fenditura è del tutto simile nella struttura e nella sua regolazione a quelle degli spettrografi Z1 e Z2. Due cannocchiali permettono il puntamento dell¿oggetto celeste e la sua guida sulla fenditura; sulla quale due prismetti e un sistema ottico convogliano la luce di una lampada a fluorescenza. Si possono così fotografare due spettri di confronto, simmetrici allo spettro dell¿oggetto celeste, la cui distanza può essere opportunamente adattata alle dimensioni di questo. Il collimatore dello spettrografo è un doppietto acromatico con focale di 250 mm e di 50 mm apertura; il prisma di flint SF2 (con parametro di dispersionev =34) ha un angolo rifrangente di 60°. Lo strumento è dotato di due obbiettivi di camera, intercambiabili, di 52 mm di diametro e focali rispettivamente di 165 e 82 mm e con aperture relative f/3.3 e f/1.6. Le corrispondenti dispersioni lineari a 430 nanometri sono 132 Å/mm e 278 Å/mm. La definizione risultava buona su tutto lo spettro, tra i 3600 ed i 7000 Å, ma presentava un sensibile assorbimento nell¿ultravioletto, al di sotto di 4000 Å. Come negli spettrografi Z1 e Z2 un movimento di traslazione del porta chassis in senso normale alla dispersione permetteva di ottenere più spettri sulla stessa lastra. Per analizzare quantitativamente gli spettri era necessario "passarli" al microfotometro, ossia determinarne la trasparenza. Mediante uno spettrosensitometro si otteneva poi la curva di calibrazione della lastra fotografica utilizzata, ossia la relazione, variabile con la lunghezza d¿onda, tra l¿annerimento fotografico e l¿intensità della luce che lo produce, imitando il più possibile le modalità con cui era stata spettrografata la stella (in particolare la durata della posa). Per mezzo delle curve di calibrazione si otteneva infine il diagramma intensità-lunghezza d¿onda, che era il punto di partenza dell¿analisi quantitativa dello spettro dell¿oggetto celeste. Questo cenno fa capire quale sia stato l¿enorme guadagno fornito in anni recenti dall¿introduzione di nuovi rivelatori molto più efficienti del materiale fotografico e dall¿automazione del processo di riduzione degli spettri mediante calcolatori.