kesişene kadar ayarlanır ve görüş hattı tamamen dikeydi; bu pozisyonda daireler nadir noktası için okunur. 
Sonra teleskop arayıcı daireyi izleyerek hedef yıldızın yaklaşık sapmasına kadar büyütülür. Aletin kenetleme parçalarını kullanarak izleyici yaklaşık sapmayı yakalayınca ekseni sabitleyebilir, böylelikle ince ayar vidasının çok ince ayarı dışında, teleskop sapmadan hareket etmez. Bu küçük ayarla yıldız yatay tele boyunca hareket edene kadar teleskop ayarlanır. Bundan sonra daireler mikroskopla yıldızın belirgin yüksekliği okunur. Bu ölçüm ile nadir arasındaki fark güneşin nadir uzaklığıdır.
Yıldızın belirgin yüksekliğini ölçmenin diğer yolu ise, direk izlenen yıldız ile onun cıva haznesine yansıyan görüntünün arasındaki açılsak mesafenin yarısını almaktır.
Dikey teller yıldızların transitini ölçmek için kullanılır, her tel ayrı bir sonuç verir. Transitin orta teldeki zamanı takip eden veri analizi sorulan tel ile orta tel arasındaki bilenen aralık her tele eklenerek, sırasında tahmin edilir. 
Zamanlama temelde saatin iki vuruşu arasındaki açıklık tahmin edilerek, ‘göz ve kulak’ metodu ile yapılıyordu. Sonraları bir tuşa basılarak yapıldı- elektronik sinyallerin şeritli kayıt cihazı üzerine bıraktıkları izle-

Tellerin oldukları alan aydınlatılabilir ama lambalar aleti çok ısıtmamak için ayaklara uzak bir yere konulmalıdır.
Sapmayı veya kutupsal uzaklığı tam olarak belirlemek için gözlem evinin açısal yüksekliğini veya göksel kutbun Zenitten uzaklığını batmayan yıldızların sayısının en büyük ve en küçük değerine bakarak belirlemek gerekiyor. Yıldızı gözlemledikten sonraki daire okuması ve Zenitle alakalı okuma arasındaki fark yıldızın Zenit uzaklığıdır. Dairenin Zenit noktasını belirlemek için, teleskop aşağıya, cıva haznesine doğrultulur. Gözlemci yatay teli ve onun yansımasını görür ve bunları kesiştirmek için hareket ettirir. Onun optik ekseni ufuk düzlemine dikey olarak hizalanır ve daire okuması 180 derece+ zenit noktasıdır.
Yıldız gözleminde, derecelendirme ve bükülme hataları gibi, kırılmalar da göz önünde bulundurulur

Meridyen çemberleri düzgün çalışması için ince ayar yapılması gerekir.

Ana teleskobun ekseninin dönüşünün tamı tamına yatay olması gerekir. Eksenin pivotlarına yerleştirilmiş hassas su terazileri bu görevi yapar. V şeklindeki mil yataklarını ayarlayarak kabarcıklar ortalanır.
Teleskobun görüş hizasının eksen rotasına birebir dik olması gerekir. Bu uzaklığı görmek, sabit obje, kaldırma ve teleskobu ayakları üzerinde döndürme ve sonra tekrar objeyi görme ile yapılır. Eğer imleç objeyle eşleşmediyse görüş hizası objenin uzaklığı ile imlecin yeni konumu arasındaki mesafenin yarısıdır; imlecin ayarı buna göre yapılır ve süreç gerektiği kadar tekrar edilir. Eğer eksenin rotası da tamamen biliniyorsa, teleskop cıva haznesinin aşağısına yöneltilebilir ve imleç aydınlanır. Cıva mükemmel bir yatay ayna gibi davranır; imlecin görüntüsünü teleskop borusuna geri yansıtır. Böylece imleç yansımasıyla kesişene kadar ayarlanır ve görüş hizası eksene dik olur.
Teleskobun görüş hizasının meridyen düzlemiyle birebir olması gerekir. Bu ayakları ve eksenin mil yatağını doğu batı çizgisinde inşa ederek yapılır. Kullanılan diğer metot belli bir yıldızdan zamanla geçen meridyen hesaplar. Bu önemli bir ayarlama ve mükemmel yapmak için çok zaman harcamak gerekiyor.
Pratikte bu metotlardan hiç biri hatasız değildir. Küçük hatalar veri analizi sırasında matematiksel olarak düzeltilir. 

Meridyen düzleminde sabit bir enstrüman (kadran) fikri eski astronomlar tarafından oluştu ve Ptolemy tarafından açıklandı , ancak Tycho Brahe büyük bir meridyen kadranı inşasına kadar taşınamadı .
Meridyen çevreleri doğru bir şekilde yıldızların konumlarını katolog için ölçmek 18. yüzyıldan beri kullanılmaktadır. Bu ölçüm, yerel meridyen geçtiği anda ölçülerek yapılır. Ufkun üzerinde yükseliği de kaydedilir. Bir yerin coğrafi enlem ve boylam bilgisi ve ölçümü yıldızın sağ yükseliş ve sapmalarını türetmek için kullanılır .
Önceki yıldızlar tansit teleskopla dünyanın her yerinde ölçüme uygundu ve meridyenlerin geçiş süreleriyle gözlemlenebilirdi . Atom saati icadının öncülüğüyle bu mevcut zamanın ölçümde en güvenilir kaynak oldu 

Almagest Batlamyus zamanında,dışarından başka bir halkayla kullanılan meridyen halkası Güneş'in konumuna göre gölgelerle kullanılırdı . Bu dikey olarak monte edilmiş ve meridyen ile uyumlu hale getirilmiştir. Enstrüman ekliptik yolunu belirlemek için öğle saatlerinde Güneş'in yüksekliğini ölçmek için kullanılırdı.

Bu eşit yükseklik metodu taşınabilir kadran veya astronomik sekstant yıldızlarının arasındaki açısal mesafe ölçümleri için tercih edilir. Bu yöntem çok zahmetli olduğu için , 1690 yılında Ole Rømer geçiş aleti icat etti
Transit enstrüman yönü doğu ve batı sıkıca sabit destekler üzerinde duran ve meridyen düzleminde serbestçe ona doğru dönen açılardan oluşur ve serbestçe yatay eksen yapan bir teleskopa sahiptir : Aynı zamanda Rømer dikey ve yatay açıları ölçmek için irtifa ve azimut enstrüman icat etti ve aynı zamanda hem koordinatlarını belirlemek amacıyla 1704 yılında, onu bir geçiş alet ile dikey daireyle birleştirdi.
Daha sonra, hiçbir yere uyum sağlayamadığı düşünülmesine rağmen geçiş aracı evrensel kullanıma (İlki Greenwich’de 1721 yılında monte edildi) uygun hale geldi , müral kadran eğimi belirlemek için yüzyılın sonuna kadar kullanılmaya devam etmiştir.

Dairelerin yapımı bir süre sonra kısaca 1806 yılında Blackheath de Groombridge gözlemevi için ilk modern geçiş daire inşası Edward Troughton tarafından alındı, Groombridge Transit Çemberi (meridyen geçiş dairesi). Troughton sonradan askıya aldı ve müral kadranın yerini kendi tekrar tasarladığı duvar daire aldı .
Birleşik Krallık'ta, transit enstrüman ve müral daire gözlemevleri başlıca enstrüman, Greenwich'de inşa edilmiştir , ilk transit daire 19. yüzyılın ortalarına kadar devam etmiştir (1850 yılında monte edilmiş) ama kıtada, transit dairenin yerini 1818 ve 1819 yılları arasında Reichenbach ve Johann Georg Repsold tarafından Königsberg ve Göttingen'de monte edilen iki çevreler aldı.

USNO Flagstaff istasyonu Rasathanesi gözlemine göre günümüzün örnek modern teleskopları 8 inç (~ 0.2m) Flagstaff Astrometik Tarama Teskopudur. ] Modern meridyen daireler genellikle otomatiktir. Gözlemci, bir CCD kamera ile değiştirilir. Gökyüzü görüş alanı boyunca sürükleniyor gibi, CCD'de kurulan görüntü çip üzerinde ( ve dışında ) ayarlanmıştır. Bu, bazı gelişmeler sağlar: 








Frédéric Cuvillier

Frédéric Cuvillier (d. 9 Aralık 1968, Boulogne-sur-Mer) Fransız sosyalist siyasetçi, eski bakan.

Picardie Üniversitesi ve Paris 4-Paris-Sorbonne Üniversitesi'ni bitirmiştir. 1995 belediye seçimlerinde Boulogne-sur-Mer belediye meclisine Sosyalist Parti'den ihraç edilmiş olan ve parlamentoda asistanlığını da yaptığı Guy Lengagne'in listesinden girmiş, ancak seçimleri bağımsız sağ aday kazanmış, 1996'da seçimin iptali üzerine ara seçim yapılmış ve Guy Lengagne'ın seçimi kazanması üzerine belediye başkan yardımcısı olmuştur. 2002'de Guy Lengagne belediye başkanlığından istifa edince yerine seçilmiştir. 2007'den bu yana Pas-de-Calais milletvekilidir. François Hollande'a yakın bir isim olup, 2008 Reims Kongresi'nde Bertrand Delanoë tarafından oluşturulan harekete imza atmıştır, sonrasında François Hollande'ın çevresinde kümelenen Répondre à Gauche (Sola cevap vermek) grubuna katılmış ve cumhurbaşkanlığı önseçiminde Hollande'ı desteklemiştir. Hollande'ın cumhurbaşkanı olmasının ardından kurulan Jean-Marc Ayrault hükümetlerinde ve 1. Manuel Valls Hükümeti'nde ulaştırma bakanı olarak yer almıştır. 2. Manuel Valls Hükümeti'ini fazla sağda bularak hükümette yer almayı reddetmiştir.

Yerel Yönetimler

Meclis

Hükümet




Nükleosentez

Nükleosentez, daha önceden varolan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama’dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.

Yıldızların oluşmasıyla, daha ağır çekirdekler, bugün de devam eden yıldız nükleosentezi aracılığıyla hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceleri oluşturmak için çökmeden önce dış kabuklarını dışarı fırlatırken, bu elementlerin bazıları, özellikle de demirden daha hafif olanları, yıldızlararası ortama karışmaya devam ederler. Yıldızların fırlatılmış kütlelerinin kalıntıları, galaksimizden de gözlemlenen gezegensel bulutları oluşturur.

Yıldızların oluşmasıyla, daha ağır çekirdekler, bugünde devam eden yıldız nükleosentezi aracılığıyla hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceleri oluşturmak için çökmeden önce dış kabuklarını dışarı fırlatırken, bu elementlerin bazıları, özellikle de demirden daha hafif olanları, yıldızlararası ortama karışmaya devam ederler. Yıldızların fırlatılmış kütlelerinin kalıntıları, galaksimizden de gözlemlenen gezegensel bulutları oluşturur.

Karbon ve oksijenin ergimesiyle, patlayan yıldızların arasında oluşan süpernova nükleosentezi, atomik sayısı 12 olan magnezyumla, atomik sayısı 28 olan nikel arasındaki element zenginliğinden mesuldür. Tip II süpernova() oluşumunun son saniyelerinde, demirden ve nikelden daha ağır olan, daha az bulunur elementlerin oluşumunda süpernova nükleosentezinin payı olduğu düşünülmektedir. Elementler oluşurken, bu daha ağır elementlerin sentezi, süpernova patlaması esnasında üretilen enerjiden, enerji emer-yani endotermiktir. Patlama esnasında birkaç saniyelik bir sürede, çeşitli nötronların soğrulması R Süreci sonucu bu elementlerin bazıları ortaya çıkar. Süpernovalar içinde oluşan elementler, uzun ömürlü elementlerden olan uranyum ve toryum gibi bilinen en ağır elementleri kapsar.

Kozmik ışınların yıldızlararası ortama etki ettiği ve daha büyük atom türlerini parçaladığında oluşan kozmik ışın parçalanması, yıldız nükl