子午線

初期のトランジット望遠鏡は、望遠鏡の重量で軸が曲がるのを防ぐため、軸の中央ではなく、片方の端に近い位置に設置されました。その後、通常は軸の中央に設置されるようになり、軸は真鍮または砲金の一枚板で、両端に旋盤加工された円筒形の鋼鉄製の支点が取り付けられていました。いくつかの機器は、真鍮よりもはるかに剛性の高い鋼鉄だけで作られていました。支点は、機器を支える巨大な石またはレンガの柱に設置されたV字型のベアリング、または柱の上部の金属フレームに取り付けられたベアリングの上にありました。^{[ 6 ]}機器の温度と周囲の大気の温度は、温度計で監視されました。^{[ 7 ]} 柱は通常、建物の基礎とは別になっており、建物から望遠鏡への振動の伝達を防いでいました。軸の両端は、支柱に支えられたレバーから吊り下げられた摩擦ローラー付きのフックまたはヨークで支えられ、精密なV字型ベアリングにかかる​​重量がごくわずかになるようにバランスが取られていた。 ^{[ 6 ]}場合によっては、カウンターウェイトがローラーベアリングを下から押し上げていた。^{[ 8 ]}ベアリングはほぼ真東西の線上に設置されていたが、水平および垂直ネジで微調整が可能であった。水準器を使用して、軸が水平線に対して傾いていないかを確認した。望遠鏡の軸の支点の偏心（中心からずれた状態）やその他の不規則性は、場合によっては、軸自体に別の望遠鏡を挿入することで補正された。主望遠鏡を回転させながら、主望遠鏡の中心から東または西に位置する人工星の動きをこの軸望遠鏡と小型コリメート望遠鏡を通して観測することで、ピボットの形状や軸の揺れを決定することができた。^{[ 9 ]}

軸の両端近くには、軸に取り付けられ、軸と共に回転する円または車輪があり、望遠鏡の天頂または地平線に対する角度を測定するために用いられた。通常、直径は1～3フィート以上あり、円周付近の表面に埋め込まれた銀の目盛りが2分角または5分角に分割されていた。これらの目盛りは、軸を囲む支柱または枠に取り付けられた顕微鏡（通常、各円につき4台）で読み取られた。顕微鏡は円の周囲に90度間隔で設置されていた。4つの測定値を平均することで、偏心（円の中心合わせの不正確さによるもの）と目盛りの誤差が大幅に低減された。各顕微鏡には、十字線を動かすマイクロメーターネジが備えられており、これによって視野の中心から円の目盛りまでの距離を測定することができた。ねじのドラムは秒角（0.1秒角と推定される）を測るために分割され、回転数は視野内の櫛状の目盛りで数えられた。顕微鏡は、マイクロメータねじの1回転が円上の1分角（1'）に対応するように倍率が与えられ、円から一定の距離に配置された。誤差は、円上の2'または5'の標準間隔を測定することによって時折決定された。ねじの周期誤差は考慮された。^{[ 10 ]}一部の機器では、円の1つが他の円よりも粗く目盛りが付けられ、読み取られ、目標の星を見つけるためにのみ使用された。 

望遠鏡は、軸の中央の立方体にねじ止めされた 2 本の筒で構成されていた。筒は通常、円錐形で、たわみを防ぐためにできるだけ硬く作られていた。軸への接続も、筒のたわみが観測から推測される赤緯に影響するため、できるだけしっかりしていた。筒の水平位置でのたわみは、子午線上に水平に配置された 2 つのコリメータによって決定された。子午線上の子午線には、通過円の北と南にコリメータが設置され、対物レンズは子午線に向いていた。これらのコリメータは、焦点の十字線が一致するように、互いに向けられていた (望遠鏡の筒の穴を通して、または望遠鏡をマウントから取り外すことによって)。^{[ 11 ]}コリメータは、多くの場合、これらの位置に恒久的に取り付けられ、対物レンズと接眼レンズは別々の支柱に固定されていた。^{[ 12 ]}子午線望遠鏡を一方のコリメータに向け、次に他方のコリメータに向け、正確に 180° 移動させ、円を読み取ることでたわみ量 (読み取り値が 180° からどれだけずれているか) を求めた。絶対たわみ、つまりチューブ内の固定された曲がりは、接眼レンズと対物レンズを交換できるようにすることで検出され、同じ星の 2 つの観測の平均はこの誤差から解放された。

円、支点、ベアリングなどの装置の一部は、埃から保護するためにガラスケースに収められることがあった。これらのケースにはアクセス用の開口部があった。読書用顕微鏡はガラスケースの中に伸びており、接眼レンズの先端とマイクロメーターは取り外し可能な絹のカバーで埃から保護されていた。^{[ 13 ]}

望遠鏡を架台上で逆向きに設置することで、特定の計測誤差を平均化できる。支柱間のレール上を走行する台車が用意されており、その上で軸、円盤、望遠鏡をねじジャッキで持ち上げ、支柱間から引き出し、180°回転させ、元に戻し、再び下ろすことができた。^{[ 11 ]}

子午線観測用の観測棟には、天文台によく見られるような回転ドームは備えられていなかった。望遠鏡は子午線のみを観測するため、南北の壁と、その間の屋根に垂直のスリットを設けるだけで十分だった。建物は暖房設備がなく、望遠鏡の視界を乱す気流を避けるため、できる限り外気温と同じ温度に保たれていた。また、この建物には時計、記録計、その他の観測機器も設置されていた。

焦点面では、望遠鏡の接眼レンズ側には多数の垂直線と 1 または 2 本の水平線（十字線）がありました。星を観測する際には、まず望遠鏡を水銀の入った容器^{[ 14 ]}に向け、完全に水平な鏡を作り、十字線の像を望遠鏡の筒に反射させました。十字線を反射像と一致するまで調整し、視線を完全に垂直にしました。この位置で円を読み取り、天底点を求めました。

次に、ファインダーサークルを見ながら、望遠鏡を目標星のおおよその赤緯に合わせました。この装置にはクランプ装置が備えられており、観測者はおおよその赤緯を設定した後、軸をクランプして、望遠鏡が赤緯方向に動かないようにしました。ただし、非常にゆっくりとしたネジで動かすことはできました。このゆっくりとした動きで、星が視野の東側から西側へ水平線に沿って（または2本ある場合はその中間で）移動するまで望遠鏡を調整しました。その後、顕微鏡で円を読み取り、星の見かけの高度を測定しました。この測定値と天底点との差が、星の天底距離でした。可動式の水平線または赤緯マイクロメーターも使用されました。^{[ 11 ]}

星の見かけの高度を観測するもう一つの方法は、直接観測した星と水銀の入った容器に映った星の反射像との間の角度距離の半分を取ることであった。この2つの測定値の平均が、視線が水平、つまり円の水平点にあるときの測定値となった。望遠鏡と水銀の入った容器との間の緯度のわずかな差は考慮された。

垂直のワイヤーは恒星の通過を観測するために使用され、各ワイヤーはそれぞれ異なる結果を提供した。中央のワイヤーを通過する時刻は、その後のデータ解析において、中央のワイヤーと対象のワイヤー間の既知の間隔を加算または減算することによって各ワイヤーについて推定された。これらの既知の間隔は、既知の赤緯の恒星が一方のワイヤーから他方のワイヤーへ通過する時間を計測することによって事前に決定されており、北極星は動きが遅いため最適であった。^{[ 11 ]} タイミングは当初、「目と耳」の方法、つまり時計の2拍間の間隔を推定することによって行われた。後に、タイミングはキーを押すことによって記録され、電気信号がストリップレコーダーにマークを付けるようになった。さらに後には、望遠鏡の接眼部に通常、非個人的なマイクロメーターが取り付けられ、垂直十字線の動きを恒星の動きに合わせることができるようになった。動く恒星に正確に設定された十字線は、子午線通過の電気的なタイミングをトリガーし、測定から観測者の個人的な方程式を排除した。 ^{[ 15 ]}

電線の領域を照らすことができた。ランプは機器を加熱しないように支柱からある程度離れた場所に配置され、光は支柱の穴を通って中空の軸を通って中心に到達し、そこからプリズムのシステムによって接眼部に導かれた。^{[ 11 ]}

絶対赤緯または極距離を決定するには、いくつかの周極星の上降点と下降点を観測することによって、天文台の余緯度、つまり天頂から天の極までの距離を決定する必要がありました。星を観測した後の円の読み取り値と天頂に対応する読み取り値との差がその星の天頂距離であり、これに余緯度を加えたものが北極距離でした。円の天頂点を決定するために、望遠鏡を水銀の容器に垂直に下向きに向けました。水銀の容器の表面は完全に水平な鏡を形成していました。観測者は水平のワイヤーとその反射像を見、これらが一致するように望遠鏡を動かし、その光軸を地平線に垂直にし、円の読み取り値は180° + 天頂点でした。^{[ 14 ]} 

星の観測では、屈折だけでなく、目盛誤差やたわみも考慮に入れた。水平線上の星の二等分が視野の中心で行われなかった場合は、曲率、つまり星の軌道が大円からずれていること、および水平線の地平線に対する傾きを考慮した。この傾きの量は、1回の通過中に星の天頂距離を繰り返し観測することによって求められた。北極星は動きが遅いため、最も適している。^{[ 16 ]}

星の通過を写真で記録する試みが行われた。写真乾板を通過観測装置の焦点に置き、短時間露光を複数回行い、露光時間と時間は時計によって自動的に記録された。露光シャッターは、電磁石のアーマチュアに固定された薄い鋼板であった。乾板には一連の点または短い線が記録され、対物レンズを通して1～2秒間光を照射することで、乾板上の垂直線が撮影された。^{[ 16 ]}

正確な作業を行うには、子午線円の精密な調整が必要であった。^{[ 17 ]}

主望遠鏡の回転軸は、正確に水平である必要があった。軸の支点に設置するように設計された高感度水準器が、この役割を果たした。V字型のベアリングの一つを調整することで、気泡が中央に来るようにした。

望遠鏡の視線は回転軸に正確に垂直である必要がありました。これは、遠くの静止物体を視準し、望遠鏡を持ち上げて回転軸を反転させ、再びその物体を視準することで実現できました。十字線が物体と交差しない場合は、視線は十字線の新しい位置と遠くの物体の中間にあるため、十字線をそれに応じて調整し、必要に応じてこのプロセスを繰り返しました。また、回転軸が完全に水平であることがわかっている場合は、望遠鏡を水銀の入った容器に向け、十字線を照らしました。水銀は完全に水平な鏡として機能し、十字線の像を望遠鏡の筒に反射させました。十字線を反射像と一致するまで調整すると、視線は回転軸に垂直になりました。

望遠鏡の視線は、子午線面内に正確に収まる必要がありました。これは、支柱と軸のベアリングを東西線上に構築することで、おおよそ実現されました。その後、周極星の（見かけ上の、不正確な）上子午線通過と下子午線通過を繰り返し計測し、通過間隔が等しくなるまでベアリングの1つを水平方向に調整することで、望遠鏡を子午線内に収めました。別の方法としては、他の天文台によって確立された特定の星の計算された子午線通過時刻を用いる方法もありました。これは重要な調整であり、その精度を高めるために多大な努力が払われました。

実際には、これらの調整はいずれも完璧ではなかった。不完全性によって生じた小さな誤差は、データ分析の際に数学的に補正された。

子午線平面に固定された観測機器（四分儀）を持つという考えは、古代の天文学者にも存在し、プトレマイオスによって言及されているが、ティコ・ブラーエが大型の子午線四分儀を製作するまでは、実際に使用されることはなかった。^{[ 6 ]}

18世紀以来、星の位置を正確に測定し、カタログ化するために、子午線円が使用されてきました。これは、星が地元の子午線を通過する瞬間を測定することによって行われます。地平線からの高度も記録されます。地理的な緯度と経度が分かれば、これらの測定値を使用して星の赤経と赤緯を導き出すことができます。

優れた星表が利用可能になると、世界中のどこでも、子午線通過望遠鏡を用いて、星表に記載されている星の現地の経度通過時刻を観測することで、現地の経度と時刻を正確に測定できるようになった。原子時計が発明される以前は、これが最も信頼できる正確な時刻の情報源であった。

アルマゲストの中で、プトレマイオスは、固定された目盛りの付いた外環と、影を利用して太陽の位置を設定するタブが付いた可動式の内環からなる子午環について述べている。それは垂直に取り付けられ、子午線に沿って配置された。この装置は、黄道の経路を決定するために、正午の太陽の高度を測定するために使用された。^{[ 19 ]}

子午環を使えば、観測者は赤経と赤緯を同時に測定できたが、17 世紀には赤経の測定にはあまり使われていなかったようで、携帯用四分儀による等高度法や天文用六分儀による星間の角距離測定法が好まれた。これらの方法は非常に不便だったため、1690 年にオーレ・レーマーがトランジット装置を発明した。^{[ 6 ]}

トランジット装置は、東西方向にしっかりと固定された支柱の上に水平軸があり、それに直角に固定された望遠鏡が子午線平面内で自由に回転する構造になっている。同時期に、レーマーは垂直角と水平角を測定する高度方位角計を発明し、1704年には垂直円をトランジット装置と組み合わせることで、両方の座標を同時に決定できるようにした。^{[ 6 ]}

しかし、この後者のアイデアは他の場所では採用されなかったが、トランジット装置はすぐに広く使用されるようになり（グリニッジに最初に設置されたのは1721年）、壁面四分儀は19世紀末まで赤緯の測定に使用され続けた。円全体を使用することの利点、つまり形状が変化しにくく、天頂の北にある星を観測するために反転させる必要がないことは、ジェシー・ラムスデンによって再び認識され、彼はまた、後述するようにマイクロメーター顕微鏡を使用して角度を読み取る方法を改良した。 ^{[ 6 ]}

円の製作はその後すぐにエドワード・トラウトンによって引き継がれ、彼は1806年にブラックヒースにあるグルームブリッジの天文台のために最初の近代的な子午環、グルームブリッジ子午環（子午環）を製作した。トラウトンはその後このアイデアを放棄し、壁面四分儀の代わりに壁面円を設計した。^{[ 6 ]}

イギリスでは、19世紀半ばまで、トランジットサークルと壁面サークルが天文台の主要な観測機器であり続け、最初に建設されたトランジットサークルはグリニッジのものでした（1850年設置）。しかし、大陸では、1818年から1819年にかけて、ヨハン・ゲオルク・レプゾルトとゲオルク・フリードリヒ・フォン・ライヒェンバッハによる2つのサークルがゲッティンゲンに設置され、ライヒェンバッハによる1つのサークルがケーニヒスベルクに設置されたことで、トランジットサークルがそれらに取って代わりました。レプゾルト・アンド・サンズ社は、ベルリンのピストール・アンド・マルティンス社に数年間影を潜め、同社はさまざまな天文台に一流の観測機器を提供しました。マルティンスの死後、レプゾルト社が再び主導権を握り、多くのトランジットサークルを製作しました。ハーバード大学、ケンブリッジ大学、エディンバラ大学の天文台には、トラウトンとシムズによる大きなサークルがありました。^{[ 6 ]}

グリニッジ王立天文台（1851年）と喜望峰王立天文台（1855年）のエアリー式子午環は、イプスウィッチのランサムズ・アンド・メイ社によって製作された。グリニッジ天文台の装置は、ジョージ・ビデル・エアリーの設計に基づき、トラウトン・アンド・シムズ社が光学および計測機器の設計を担当した。

このタイプの望遠鏡の現代の例としては、USNOフラッグスタッフ観測所 の8インチ（約0.2m）フラッグスタッフ天体観測走査トランジット望遠鏡（FASTT）があります。^{[ 20 ]}現代の子午線は通常自動化されています。観測者はCCDカメラに置き換えられます。空が視野を横切ると、CCDに構築された画像が同じ速度でチップを横切って（そして出力されて）クロックされます。これにより、いくつかの改善が可能になります。^{[ 21 ]}

• CCDは画像が通過する間ずっと光を収集できるため、より暗い限界等級に到達することが可能となる。
• 望遠鏡が稼働している限り、データは収集可能であり、一晩中収集することも可能で、数度にわたる空域をスキャンすることができる。
• データは、スキャン範囲内にある任意の基準天体（通常はクエーサーのような、位置が正確に分かっている明るい銀河系外天体）と直接比較できる。これにより、子午線観測装置の骨の折れる調整作業の一部が不要になるが、赤緯、方位角、水平度の監視は、CCDスキャナやレーザー干渉計を用いて引き続き行われる。
• 大気による光の屈折は、空気の温度、気圧、露点を電子的に監視することで自動的に補正できる。
• データは自由に保存・分析できる。

最初の自動計測器はカールスバーグ自動子午線円で、1984年に稼働を開始した。^{[ 22 ]}