Círculo meridiano

El primer telescopio de tránsito no se colocaba en el centro del eje, sino más cerca de un extremo, para evitar que el eje se doblara bajo el peso del telescopio. Posteriormente, se solía colocar en el centro del eje, que consistía en una pieza de latón o bronce con pivotes cilíndricos de acero torneado en cada extremo. Varios instrumentos se fabricaron completamente de acero , que era mucho más rígido que el latón. Los pivotes descansaban sobre cojinetes en forma de V , ya sea insertados en pilares macizos de piedra o ladrillo que sostenían el instrumento, o fijados a estructuras metálicas en la parte superior de los pilares. ^{[ 6 ]} La temperatura del instrumento y la atmósfera local se controlaban mediante termómetros. ^{[ 7 ]} Los pilares solían estar separados de los cimientos del edificio, para evitar la transmisión de vibraciones del edificio al telescopio. Para aliviar los pivotes del peso del instrumento, que habría deformado su forma y provocado un rápido desgaste, cada extremo del eje se apoyó en un gancho o horquilla con rodillos de fricción , suspendido de una palanca sostenida por el pilar, contrapesado de manera que solo una pequeña fracción del peso recayera sobre los cojinetes de precisión en forma de V. ^{[ 6 ]} En algunos casos, el contrapeso empujaba los cojinetes de rodillos desde abajo. ^{[ 8 ]} Los cojinetes se colocaron casi en una línea este-oeste exacta, pero era posible un ajuste fino mediante tornillos horizontales y verticales. Se utilizó un nivel de burbuja para controlar cualquier inclinación del eje con respecto al horizonte. La excentricidad (una condición descentrada) u otras irregularidades de los pivotes del eje del telescopio se compensaron, en algunos casos, mediante la colocación de otro telescopio a través del propio eje. Al observar el movimiento de una estrella artificial, ubicada al este o al oeste del centro del instrumento principal, y vista a través de este telescopio de eje y un pequeño telescopio colimador, mientras se giraba el telescopio principal, se podía determinar la forma de los pivotes y cualquier oscilación del eje. ^{[ 9 ]}

Cerca de cada extremo del eje, unido a este y girando con él, había un círculo o rueda para medir el ángulo del telescopio con respecto al cenit o al horizonte. Generalmente de 1 a 3 pies o más de diámetro, estaba dividido en 2 o 5 minutos de arco , en una lámina de plata incrustada en la cara del círculo cerca de la circunferencia. Estas graduaciones se leían con microscopios , generalmente cuatro por cada círculo, montados en los pilares o en una estructura que rodeaba el eje, a intervalos de 90° alrededor de los círculos. Al promediar las cuatro lecturas, se reducían considerablemente la excentricidad (debido a un centrado impreciso de los círculos) y los errores de graduación. Cada microscopio estaba provisto de un tornillo micrométrico que movía unas retículas , con las que se podía medir la distancia de las graduaciones de los círculos al centro del campo de visión. El tambor del tornillo se dividió para medir segundos de arco individuales (0,1" se estimó), mientras que el número de revoluciones se contaba mediante una escala en forma de peine en el campo de visión. Los microscopios se ajustaron a tal aumento y se colocaron a tal distancia del círculo que una revolución del tornillo micrométrico correspondía a 1 minuto de arco (1') en el círculo. El error se determinó ocasionalmente midiendo intervalos estándar de 2' o 5' en el círculo. Se tuvieron en cuenta los errores periódicos del tornillo. ^{[ 10 ]} En algunos instrumentos, uno de los círculos estaba graduado y se leía con menor precisión que el otro, y se utilizaba únicamente para encontrar las estrellas objetivo. 

El telescopio constaba de dos tubos atornillados al cubo central del eje. Los tubos solían ser cónicos y lo más rígidos posible para evitar la flexión . La conexión al eje también era lo más firme posible, ya que la flexión del tubo afectaría las declinaciones deducidas de las observaciones. La flexión en la posición horizontal del tubo se determinaba mediante dos colimadores : telescopios colocados horizontalmente en el meridiano, al norte y al sur del círculo de tránsito, con sus lentes objetivo hacia él. Estos se apuntaban uno hacia el otro (a través de orificios en el tubo del telescopio o retirando el telescopio de su montura) de manera que las retículas en sus focos coincidieran. ^{[ 11 ]} Los colimadores a menudo se montaban de forma permanente en estas posiciones, con sus objetivos y oculares fijados a pilares separados. ^{[ 12 ]} El telescopio meridiano se apuntó primero a un colimador y luego al otro, recorriendo exactamente 180°, y al leer el círculo se determinó la cantidad de flexión (la diferencia entre las lecturas y los 180°). La flexión absoluta, es decir, una curvatura fija en el tubo, se detectó al disponer que el ocular y el objetivo pudieran intercambiarse, y el promedio de las dos observaciones de la misma estrella quedó libre de este error.

Algunas partes del aparato, como los círculos, los pivotes y los cojinetes, se encerraban a veces en vitrinas para protegerlas del polvo. Estas vitrinas tenían aberturas para acceder a ellas. Los microscopios de lectura se extendían dentro de las vitrinas, mientras que los extremos de sus oculares y los micrómetros se protegían del polvo mediante cubiertas de seda extraíbles. ^{[ 13 ]}

Ciertos errores instrumentales podían compensarse invirtiendo el telescopio en su soporte. Se disponía de un carro que se desplazaba sobre raíles entre los pilares, y en el que el eje, los círculos y el telescopio podían elevarse mediante un gato de tornillo, extraerse de entre los pilares, girarse 180°, volver a su posición original y descenderse de nuevo. ^{[ 11 ]}

El edificio de observación que albergaba el círculo meridiano no tenía una cúpula giratoria, como suele verse en los observatorios. Dado que el telescopio observaba únicamente en el meridiano, bastaba con una ranura vertical en las paredes norte y sur, y otra en el techo entre ellas. El edificio no tenía calefacción y se mantenía, en la medida de lo posible, a la temperatura del aire exterior para evitar corrientes de aire que pudieran perturbar la visión telescópica. En el edificio también se guardaban los relojes, los registradores y demás equipos necesarios para realizar las observaciones.

En el plano focal , el extremo ocular del telescopio tenía varias líneas verticales y una o dos horizontales ( retículas ). Al observar las estrellas, el telescopio se dirigía primero hacia abajo, hacia una cubeta de mercurio ^{[ 14 ]} que formaba un espejo perfectamente horizontal y reflejaba una imagen de las retículas hacia arriba del tubo del telescopio. Las retículas se ajustaban hasta que coincidían con su reflejo, y la línea de visión quedaba entonces perfectamente vertical; en esta posición, los círculos se leían para determinar el punto nadir .

A continuación, se ajustó el telescopio a la declinación aproximada de la estrella objetivo observando el círculo del buscador. El instrumento contaba con un dispositivo de sujeción que, tras ajustar la declinación aproximada, permitía al observador fijar el eje para que el telescopio no pudiera moverse en declinación, salvo muy lentamente mediante un tornillo de ajuste fino . Mediante este movimiento lento, se ajustó el telescopio hasta que la estrella se desplazó a lo largo del hilo horizontal (o, si había dos, en el punto medio entre ellos), desde el lado este del campo de visión hacia el oeste. Posteriormente, los microscopios leyeron los círculos para medir la altitud aparente de la estrella. La diferencia entre esta medición y el punto nadir correspondía a la distancia nadir de la estrella. También se utilizó un hilo horizontal móvil o un micrómetro de declinación. ^{[ 11 ]}

Otro método para observar la altitud aparente de una estrella consistía en tomar la mitad de la distancia angular entre la estrella observada directamente y su reflejo en un recipiente con mercurio. El promedio de estas dos lecturas correspondía a la lectura cuando la línea de visión era horizontal, es decir, el punto horizontal del círculo. Se tenía en cuenta la pequeña diferencia de latitud entre el telescopio y el recipiente con mercurio.

Los cables verticales se usaban para observar tránsitos estelares, y cada cable proporcionaba un resultado independiente. El tiempo de tránsito sobre el cable central se estimaba, durante el análisis posterior de los datos, para cada cable sumando o restando el intervalo conocido entre el cable central y el cable en cuestión. Estos intervalos conocidos se predeterminaban cronometrando una estrella de declinación conocida que pasaba de un cable al otro; la estrella polar era la mejor opción debido a su lento movimiento. ^{[ 11 ]} Los tiempos se realizaban originalmente mediante un método de "ojo y oído", estimando el intervalo entre dos latidos de un reloj. Posteriormente, los tiempos se registraban presionando una tecla, y la señal eléctrica dejaba una marca en un registrador de cinta . Más tarde, el extremo del telescopio para el ojo se equipaba generalmente con un micrómetro impersonal , un dispositivo que permitía alinear el movimiento de una cruz vertical con el movimiento de la estrella. Colocada con precisión sobre la estrella en movimiento, la cruz activaba el cronometraje eléctrico del cruce del meridiano, eliminando la ecuación personal del observador de la medición. ^{[ 15 ]}

El campo de los cables podía iluminarse; las lámparas se colocaban a cierta distancia de los pilares para no calentar el instrumento, y la luz pasaba a través de orificios en los pilares y a través del eje hueco hasta el centro, desde donde era dirigida al extremo del ojo por un sistema de prismas . ^{[ 11 ]}

Para determinar las declinaciones absolutas o las distancias polares, era necesario determinar la colatitud del observatorio , o la distancia del polo celeste al cenit , observando la culminación superior e inferior de varias estrellas circumpolares . La diferencia entre la lectura del círculo tras observar una estrella y la lectura correspondiente al cenit era la distancia cenital de la estrella, y esta, más la colatitud, era la distancia al polo norte. Para determinar el punto cenital del círculo, el telescopio se dirigía verticalmente hacia abajo, hacia una cubeta de mercurio cuya superficie formaba un espejo absolutamente horizontal. El observador veía el hilo horizontal y su imagen reflejada, y moviendo el telescopio para que coincidieran, su eje óptico se hacía perpendicular al plano del horizonte, y la lectura del círculo era 180°  + punto cenital. ^{[ 14 ]}

En las observaciones estelares se tuvo en cuenta la refracción, así como los errores de graduación y flexión. Si la bisección de la estrella en el hilo horizontal no se realizaba en el centro del campo, se consideraba la curvatura, o la desviación de la trayectoria de la estrella respecto a un círculo máximo, y la inclinación del hilo horizontal con respecto al horizonte. La magnitud de esta inclinación se determinaba mediante observaciones repetidas de la distancia cenital de una estrella durante un tránsito, siendo la estrella polar la más adecuada debido a su lento movimiento. ^{[ 16 ]}

Se intentó registrar fotográficamente los tránsitos de una estrella. Se colocó una placa fotográfica en el foco de un instrumento de tránsito y se realizaron varias exposiciones cortas, cuya duración y tiempo se registraron automáticamente mediante un reloj. El obturador de exposición era una delgada tira de acero, fijada a la armadura de un electroimán. De este modo, la placa registraba una serie de puntos o líneas cortas, y los cables verticales se fotografiaban en la placa proyectando luz a través de la lente del objetivo durante uno o dos segundos. ^{[ 16 ]}

Los círculos meridianos requerían un ajuste preciso para realizar un trabajo exacto. ^{[ 17 ]}

El eje de rotación del telescopio principal debía estar perfectamente horizontal. Un nivel de burbuja de alta precisión , diseñado para apoyarse en los pivotes del eje, cumplía esta función. Ajustando uno de los cojinetes en forma de V, se centraba la burbuja.

La línea de visión del telescopio debía ser exactamente perpendicular al eje de rotación. Esto se podía lograr apuntando a un objeto distante y fijo, elevando e invirtiendo el telescopio sobre sus cojinetes y volviendo a apuntar al objeto. Si la retícula no intersectaba el objeto, la línea de visión se encontraba a medio camino entre la nueva posición de la retícula y el objeto distante; la retícula se ajustaba en consecuencia y el proceso se repetía según fuera necesario. Asimismo, si se sabía que el eje de rotación era perfectamente horizontal, se podía dirigir el telescopio hacia abajo, apuntando a un recipiente con mercurio , e iluminar la retícula. El mercurio actuaba como un espejo perfectamente horizontal, reflejando una imagen de la retícula hacia arriba dentro del tubo del telescopio. La retícula se podía entonces ajustar hasta que coincidiera con su reflejo, y la línea de visión quedaba entonces perpendicular al eje.

La línea de visión del telescopio debía estar exactamente dentro del plano del meridiano. Esto se logró aproximadamente construyendo los pilares y marcando el eje en una línea este-oeste. Luego, el telescopio se alineó con el meridiano cronometrando repetidamente los tránsitos (aparentes, incorrectos) por el meridiano superior e inferior de una estrella circumpolar y ajustando uno de los marcamientos horizontalmente hasta que el intervalo entre los tránsitos fuera igual. Otro método consistió en calcular los tiempos de cruce del meridiano para estrellas específicas, según lo establecido por otros observatorios. Este ajuste fue crucial y se dedicó mucho esfuerzo a perfeccionarlo.

En la práctica, ninguno de estos ajustes fue perfecto. Los pequeños errores introducidos por las imperfecciones se corrigieron matemáticamente durante el análisis de los datos.

La idea de tener un instrumento ( cuadrante ) fijo en el plano del meridiano se les ocurrió incluso a los antiguos astrónomos y es mencionada por Ptolomeo , pero no se llevó a la práctica hasta que Tycho Brahe construyó un gran cuadrante meridiano. ^{[ 6 ]}

Los círculos meridianos se utilizan desde el siglo XVIII para medir con precisión la posición de las estrellas y catalogarlas . Esto se logra midiendo el instante en que la estrella pasa por el meridiano local. También se registra su altitud sobre el horizonte. Conociendo la latitud y longitud geográficas , estas mediciones permiten calcular la ascensión recta y la declinación de la estrella .

Una vez que se dispuso de buenos catálogos estelares, se pudo utilizar un telescopio de tránsito en cualquier parte del mundo para medir con precisión la longitud y la hora locales observando los tiempos de tránsito meridiano de las estrellas del catálogo. Antes de la invención del reloj atómico, esta era la fuente más fiable para obtener una hora precisa.

En el Almagesto , Ptolomeo describe un círculo meridiano que consistía en un anillo exterior fijo graduado y un anillo interior móvil con pestañas que utilizaban una sombra para determinar la posición del Sol. Estaba montado verticalmente y alineado con el meridiano. El instrumento se utilizaba para medir la altitud del Sol al mediodía con el fin de determinar la trayectoria de la eclíptica . ^{[ 19 ]}

Un círculo meridiano permitía al observador determinar simultáneamente la ascensión recta y la declinación , pero no parece haber sido muy utilizado para la ascensión recta durante el siglo XVII, prefiriéndose el método de altitudes iguales mediante cuadrantes portátiles o la medición de la distancia angular entre estrellas con un sextante astronómico . Estos métodos eran muy inconvenientes, y en 1690, Ole Rømer inventó el instrumento de tránsito. ^{[ 6 ]}

El instrumento de tránsito consiste en un eje horizontal orientado de este a oeste, apoyado sobre soportes fijos, y que cuenta con un telescopio perpendicular a este, que gira libremente en el plano del meridiano. Al mismo tiempo, Rømer inventó el instrumento de altitud y acimut para medir ángulos verticales y horizontales, y en 1704 combinó un círculo vertical con su instrumento de tránsito para determinar ambas coordenadas simultáneamente. ^{[ 6 ]}

Esta última idea, sin embargo, no se adoptó en otros lugares, aunque el instrumento de tránsito pronto se generalizó (el primero se instaló en Greenwich en 1721), y el cuadrante mural se siguió utilizando hasta finales de siglo para determinar las declinaciones. Las ventajas de usar un círculo completo, al ser menos propenso a cambiar su forma y no requerir inversión para observar estrellas al norte del cenit, fueron reconocidas nuevamente por Jesse Ramsden , quien también mejoró el método de lectura de ángulos mediante un microscopio micrométrico , como se describe más adelante. ^{[ 6 ]}

Poco después, Edward Troughton retomó la creación de círculos y construyó el primer círculo de tránsito moderno en 1806 para el observatorio de Groombridge en Blackheath , el Círculo de Tránsito de Groombridge (un círculo de tránsito meridiano). Posteriormente, Troughton abandonó la idea y diseñó el círculo mural para reemplazar el cuadrante mural. ^{[ 6 ]}

En el Reino Unido, el instrumento de tránsito y el círculo mural continuaron siendo los principales instrumentos en los observatorios hasta mediados del siglo XIX; el primer círculo de tránsito construido allí fue el de Greenwich (instalado en 1850). Sin embargo, en el continente, el círculo de tránsito los sustituyó entre 1818 y 1819, cuando se instalaron dos círculos de Johann Georg Repsold y Georg Friedrich von Reichenbach en Gotinga , y uno de Reichenbach en Königsberg . La empresa Repsold and Sons fue eclipsada durante varios años por la de Pistor and Martins en Berlín, que suministró a diversos observatorios instrumentos de primera clase. Tras la muerte de Martins, los Repsold volvieron a tomar la delantera y fabricaron numerosos círculos de tránsito. Los observatorios del Harvard College , la Universidad de Cambridge y la Universidad de Edimburgo contaban con grandes círculos de Troughton and Simms . ^{[ 6 ]}

Los círculos de tránsito de Airy en el Real Observatorio de Greenwich (1851) y en el Real Observatorio del Cabo de Buena Esperanza (1855) fueron fabricados por Ransomes y May de Ipswich. El instrumento de Greenwich contó con trabajos ópticos e instrumentales de Troughton y Simms, según el diseño de George Biddell Airy .

Un ejemplo actual de este tipo de telescopio es el  Telescopio de Tránsito Astrométrico de Escaneo Flagstaff (FASTT) de 8 pulgadas (~0,2 m) en el Observatorio de la Estación Flagstaff del USNO . ^{[ 20 ]} Los círculos meridianos modernos suelen estar automatizados. El observador es reemplazado por una cámara CCD . A medida que el cielo se desplaza a través del campo de visión, la imagen construida en el CCD se transmite a través del chip (y sale de él) a la misma velocidad. Esto permite algunas mejoras: ^{[ 21 ]}

• El sensor CCD puede captar luz mientras la imagen lo atraviesa, lo que permite alcanzar una magnitud límite de atenuación menor.
• Los datos pueden recopilarse mientras el telescopio esté en funcionamiento; es posible hacerlo durante toda una noche, lo que permite escanear una franja del cielo de muchos grados de longitud.
• Los datos se pueden comparar directamente con cualquier objeto de referencia que se encuentre dentro del área de escaneo, generalmente un objeto extragaláctico brillante, como un cuásar , con una posición conocida con precisión. Esto elimina la necesidad de realizar algunos de los ajustes minuciosos del instrumento meridiano, aunque el monitoreo de la declinación , el acimut y el nivel aún se realiza con escáneres CCD e interferómetros láser .
• La refracción atmosférica se puede tener en cuenta automáticamente mediante el monitoreo electrónico de la temperatura , la presión y el punto de rocío del aire .
• Los datos pueden almacenarse y analizarse a voluntad.

El primer instrumento automatizado fue el Círculo Meridiano Automático de Carlsberg , que entró en funcionamiento en 1984. ^{[ 22 ]}