Originariamente, il foro, che funge da gnomone, è stato perforato in una piastra di rame posta orizzontalmente, in una nicchia della facciata interna. Questa piastra è oggi scomparsa.

Fac-simile di una tipica osservazione sulla linea meridiana. Sulla pagina si leggono i dati della tangente della distanza zenitale nei bordi inferiori e superiori dell'immagine del Sole. Questi dati sono poi stati corretti con un valore costante e uguale a 50, che corrisponde al semi diametro del foro. (credito: Biblioteca dell'Osservatorio di Parigi. Diario delle osservazioni fatte all'Osservatorio di Parigi, 1683-1798, D4:5-6)

La piastra è squadrata nel mezzo per creare una vasta zona d'ombra sul pavimento. La posizione orizzontale del foro ha molteplici vantaggi: oltre al fatto che l'altezza del centro può essere determinata con grande precisione, lo stesso piede dello gnomone segna l'inizio della linea meridiana, corrispondente ad un'altezza angolare di esattamente 90°.

Tuttavia, il vantaggio principale che ha questa configurazione è la modalità di correzione della leggera penombra che circonda l'immagine luminosa del Sole. Infatti, il Sole ha una dimensione angolare significativa nel cielo (circa mezzo grado, qual è l'angolo coperto da una moneta da due euro posta a soli 2,8 m) a differenza delle altre stelle che appaiono a noi come un punto poiché sono lontanissime da noi. Così la separazione tra la zona di luce, che forma l'immagine del Sole, e la parte del pavimento non illuminata dalla luce solare non è netta, c'è sempre una piccola regione di transizione tra la luce e l'ombra, che si chiama penombra. Il problema è quindi sapere con precisione dove si trova la separazione tra il buio e la luce, la precisione della misurazione dipende da questo.

Cassini I ha risolto questo problema nel 1655, quando ha costruito la sua grande meridiana nella Basilica di San Petronio a Bologna. Egli ha proposto la posizione orizzontale del foro che provoca quindi sul pavimento una penombra la cui dimensione totale è esattamente uguale al diametro del foro. Questo non accade se il foro ha una posizione diversa, verticale o inclinata.

La figura mostra la geometria generale della linea meridiana, ed anche l'immagine ellittica del sole circondata da una zona di penombra. Il centro C di questa immagine non corrisponde al centro M del Sole sulla linea, ma se ne discosta un poco, al massimo 7 mm al solstizio d'inverno, che rappresenta poco meno di 4 secondi d'arco. La grandezza da determinare è l'angolo zenitale apparente z_m del centro del sole. Il metodo consiste nel misurare le posizioni x₀ e x₁ dei bordi superiore ed inferiore dell'immagine solare ai quali aggiungere o rimuovere il raggio del foro, d/2, per ottenere i valori delle distanze zenitali z₀ e z₁ dei bordi superiore e inferiore del Sole. Si ottiene direttamente il valore di z_m ed anche quello del diametro apparente del disco solare, σ, come segue:

z_m=(z₀+z₁)/2
σ=z₀-z₁