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以北半球?yàn)槔?，在地平坐?biāo)中看，北天極和天頂通常不重合。對于地面的觀測者來說，上和下是用地面和天頂來定義的。但對于某個天體來說，上和下是用北天極和赤道來定義的。這個天體到北天極的方向矢量和這個天體到天頂?shù)姆较蚴噶康膴A角稱為星位角（parallacitc angle，以前翻譯為視差角，其實(shí)和視差沒有太大關(guān)系），記作。隨著地球轉(zhuǎn)動，這個角會變化。直觀的結(jié)果就是，在觀測的時候，地平式望遠(yuǎn)鏡看到的像場會轉(zhuǎn)動。最明顯的例子是弦月，可以明顯看到其方位隨時間的變化。為了計算像場如何旋轉(zhuǎn)，需要計算星位角的變化。 為此，先回顧一些符號的定義 \alpha=\text{赤經(jīng)。通常用時分秒表示，要換成度分秒需要乘以15。（因?yàn)槭菑囊恢?4小時變?yōu)橐恢?60度。）}容易想象，當(dāng)天體在子午面上時，星位角。定義此時的時角（方位角）。一般情況下，星位角可以計算為 其中，是觀測者所在位置的地理緯度，是天體的赤緯，是從子午面算起的時角（方位角）。 在天體升起和落下（位于地平線上）時，星位角的計算公式可以簡化為 \cos q=\frac{\sin \varphi}{\cos \delta}.
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