子午仪是测量恒星通过其所在地的子午线，也就是过中天的事件的计时，同时也测量其距离天底的角距离的仪器。这些都是安装做特别用途的望远镜，以便只在通过经线的北点、天顶、南点、天底的大圆上测量。 子午仪望远镜依赖地球自转将天体带入它们的视野，并且安装在东西固定与水平的轴上，因此只能在子午线上南北移动。
关于“子午仪”卫星导航系统，请见“Transit navigation satellite system”。类似的中星仪（transit instrument）、 子午圈（transit circle）或中星望远镜（transit telescope）同样安装在水平轴上，但不需要固定在东西方向的轴。例如，测量用的经纬仪，如果其望远镜能够充分的绕水平轴旋转，就像中星仪一样。子午仪有时也会被用这些名称来称呼，但这样是不够精确的。
多年以来，过中天计时是测量天体位置最精确的方法，子午仪被用来从事这最艰苦的工作。在光谱学、摄影和反射望远镜成熟之前，测量位置（和推算轨道和天文常数）是天文台的主要工作[1][2][3]。
重要性
将望远镜固定只能沿着经线移动，在高精密度的工作上使用这种仪器占有极大的优势：
基础仪器
最早的过中天望远镜不是安装在轴的中间，而是在接近末端的位置，以防止望远镜轴被压弯。后来，它通常放在中心轴的方向上，其中在每个转动圆柱钢的支点末端上包括黄铜或炮铜与的圆柱钢；有些仪器完全使用比黄铜更坚硬的钢材。其余的支点架在V型的轴承，或者设置大规模的石墩或砖墩作为支撑的工具，或附在金属框架敦的顶部。轴承上设置了监控温度的温度计[6]。 墩架通常与建筑物分开建造，以防止来自建筑物的震动传播到望远镜的基础上。为了减轻仪器的重量，防止形状因为重量受到扭曲，枢轴的两端都钩上摩擦滚子，藉以抵销来自杠杆的压力，平衡锤在每个轴承上留下只有大约10磅力（45N）。在某些情况下，平衡锤会配置在轴承的下面 [7]。轴承设置在几乎真正的东西方向线上，可以使用水平和垂直设置的螺丝钉微调。一个水准管用来监测轴在水平方向上的任何倾斜。在某些情况下，望远镜轴的偏移（偏离中心的状况），会提供另一架通过轴本身的望远镜来监测。当主望远镜旋转时，通过设置在轴心的望远镜观察一颗人造星的运动，可以确定支点、形状和轴的任何抖动[8]。
在靠近每个轴的末端，都附加上一个配上转轮的轴，是一个可以测量望远镜与地平线间角度的圆圈或转轮。通常它的直径在3英尺至3.5英尺之间，在圆圈的面上或侧边以2或5弧秒刻画出整圈的刻度。这些刻度可以透过圆圈上的显微镜读取，而通常在绕轴框的每个圆上会以90度的间隔共安装4架。通过4架的平均读数（避免圆心不在正确的位置）使偏心和刻度的误差大为降低。每架显微镜还设有测微螺丝，可以移动十字准线，可以测量圆圈上的刻度与视场中心的距离。转动螺杆的敲击声被设计成可以测量弧秒（估计可达0.1"），而转数可以由在视野中看见的一个疏机记录。显微镜被放置在圆上的螺杆每旋转一圈，对应于1弧分（1'）的距离上。误差通常由圆上的刻度间隔是2'或5'来确定，周期性的误差也与螺杆相关。在一些仪器上，其中一个圆圈上的刻度和读数会比其他几个粗糙，而只会在寻找一些特定的目标恒星时使用。
望远镜与两根管子结合以螺丝固定在轴中央的立方体，馆子通常是锥形和硬挺的，以尽可能的防止变形，与轴的连结也是尽可能的稳固，因为管的弯曲会影响到观测赤纬的准确性。在与管子水平的位置有两根准直仪测量望远镜在基础子午线上的弯曲度 －望远镜水平放置在子午线上，物镜会朝向子物圈的南北方向。这些会被指向另一个（通过望远镜管中的孔洞，或从架台上移除望远镜），以让十字准线吻合。准直仪被永久固定在这些位置上，它们的物镜和目镜固定在分隔墩上[7]。子午仪先指向一个准直器，然后完整的旋转180度指向另一个，通过阅读子午圈上的读数（读数差值应为180度）测量弯曲值。绝对弯曲，也就是管子固定的弯曲，在检测时物镜和目镜的位置可以互换，以测得同一颗恒星的两个数值的平均值以避免此种误差。
有时部分物件会放置在玻璃框内，以保护它们免于沾到灰尘。这些框架都有开口可以进行保养。其他部分则有可移动螺丝的盖子封闭来防尘[9]。
有些仪器可以通过反转架设望远镜取平均值来消除误差。以提供的载具在墩架和轴之间的轨道上移动。反转时，环圈和望远镜由一个螺旋千斤顶提高，在两个墩架间旋转180度，降低至定位，再重复相同的动作归位。
子午仪因为只观测固定的场所，所以其观测建筑物没有会旋转的屋顶。因为望远镜只在子午线上移动，只在南面和北面的墙上垂直的缝槽，并且有必要贯穿整个屋顶。建筑物也没有冷暖器等空调设施，尽可能的保持与室外的一致，以免影响到望远镜视野的气流温度。建筑物内也会设有时钟、询答机和其它设备来进行观测。
在焦平面，望远镜的目镜位置有一个垂直的数字和一或二条横向平行的导线（十字准线）。在观测恒星时，望远镜先向下对着一盆水银形成的理想水平面，并且让一个十字线的影像反射进入镜筒。对这个十字线进行调整，直到反射的影像与实物在视线上完全重合，也就是镜筒正确的垂直朝向下方；在这个位置读出的读数就是天底点，也就是最低点。
接下来这架望远镜通过寻星度盘移到赤纬最接近的恒星。这类仪器都设有紧定螺丝可以锁住镜筒，让镜筒在赤纬方向上不能移动，而观测员只能透过微调螺杆来慢慢地调整。经由观测员逐步的调整，直到这颗恒星能沿着十字线的水平线移动（如果有两条线就由它们的中间通过）。然后，观测员将透过读取显微镜读出这颗恒星的高度。这时测量的数值与天底点的差异，就是这颗恒星的天底距。也可以使用可移动的水平线或赤纬微尺来测量。
天顶望远镜
一些被称为天顶望远镜的望远镜是被设计来测量在天顶或附近过中天，也就是该恒星到达最高点的位置。它们使用地平式架台，而不是子午环，并装有调整水平的螺钉。在架台上装有极为灵敏的水准仪进行角度的测量，望远镜的目镜也装有测微目镜[10]。
历史
古代的天文学家托勒密曾提及一种固定在子午线平面上的仪器（象限仪），他的理想直到第谷才被实践。第谷在他的天文台建造了一个大型的子午象限仪（墙仪）。
自18世纪以来，子午环都被用来精确的测量恒星位置，以建立它们的目录。它们注意到在恒星通过子午线的瞬间，测量到的位置是它们的高度在地平线上的最高点。知道观测者的地理纬度和经度，通过这些测量就可以推导出它们的赤经和赤纬。
一份好的恒星目录（星表）可以用在世界各地的中天望远镜，通过观察恒星目录上的恒星经过当地子午线的瞬间，可以准确地测量当地的经度、纬度和时间。在原子钟发明之前，这是校准时间最可靠的来源。
在托勒密的天文学大成描述了子午环。它由固定且有刻度的外环和有把手可以移动的内环组成，利用投射下来的影子测量太阳的位置。它是垂直的安装，并且与子午线对齐。这架仪器用于测量太阳在正午的高度，以确定黄道的路径[11]。
子午环让观测者可以同时测量赤经和赤纬。但是它的功能在17世纪并没有被充分的利用来测量赤经，而宁可使用六分仪或可携带的象限仪以等高度的方法做为首选，测量恒星的角距离。这些方法都不是很方便，因而奥勒·罗默在1690年发明中星仪。
中星仪是由一个牢牢固定在地面支架上的东西向水平轴，和在子午线的平面上可以自由旋转的望远镜组成：同一时间，罗默发明了同时测量垂直和水平角度的高度和方位的仪器，并于1704年安装在他的中星仪上的垂圈，可以在同一时间确定这两种座标。
后者的想法，在未获得授权下很快地就安装在世界各地的中星仪上使用（格林尼治的第一架在1721年安装），而墙仪直到这个世纪结束前都还被用来测量赤纬。用整个圆的好处是外观不容易变形，也不需要为了观察天顶以北的星星而翻转；然后公认是杰西·冉斯登做了改进，他也改进了读取角度的方法，如下所述使用了微尺显微镜。
爱德华·特劳顿短暂的制作有子午环的中星仪。他于1806年在伦敦东南区的布莱克希斯，为格鲁姆布里奇的天文台制打造了格鲁姆布里奇子午仪（配有子午环圈）。不久之后，特劳顿就放弃了这种想法，并设计墙圈取代墙象限仪的位置。
在联合王国，中星仪和墙圈直到19世纪中叶都是观测站的主要仪器，第一个在格林尼治建造配有墙圈的仪器于1850年安装。但是欧洲大陆在1818－1819年就由尤翰·迪尔·坎普受尔德和赖欣巴哈在哥廷根建造了双圈的中星仪，而且赖欣巴哈在柯尼斯堡也建了一架。但是没有几年，坎普受尔德父子的公司就因为在柏林的沙皇和马可为各地的观测站配置了一流的仪器而黯然失色。但是在马丁过世之后，坎普受尔德再度崛起，并制造出许多的中星仪。哈佛大学（美国）、剑桥和爱丁堡的天文台，都有特劳顿和希姆斯的大墙圈。
在格林尼治皇家天文台的艾里中星仪（1851年）和好望角皇家天文台（1855年）是由伊普斯维奇的Ransomes and May建造。格林尼治的工作仪器和光学仪器是由乔治·比德尔·艾里设计和特劳顿和希姆斯建造。
这种望远镜的现代范例是美国海军天文台拉格斯塔夫观测站的8英寸（〜20公分）扫描凌星望远镜[12]。现代的子午圈通常是自动化的；观测者也被CCD取代。当天空中的目标进入望远镜的视场，CCD上的影像计时器芯片就会以相同的速率输出。这引起了一些改进[13]：
例子
相关条目
参考资料
进阶读物
外部链接
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