以北半球为例，在地平坐标中看，北天极和天顶通常不重合。对于地面的观测者来说，上和下是用地面和天顶来定义的。但对于某个天体来说，上和下是用北天极和赤道来定义的。这个天体到北天极的方向矢量和这个天体到天顶的方向矢量的夹角称为星位角（parallacitc angle，以前翻译为视差角，其实和视差没有太大关系）专业杠杆炒股公司，记作。随着地球转动，这个角会变化。直观的结果就是，在观测的时候，地平式望远镜看到的像场会转动。最明显的例子是弦月，可以明显看到其方位随时间的变化。为了计算像场如何旋转，需要计算星位角的变化。
为此，先回顾一些符号的定义
\alpha=\text{赤经。通常用时分秒表示，要换成度分秒需要乘以15。（因为是从一周24小时变为一周360度。）}\delta=\text{赤纬。}\lambda=\text{黄经。}\beta=\text{黄纬。}h=\text{地平高度。}A=\text{地平方位角，南为0度，西为90度，以此类推。有时也将北和东分别定义为0度和90度。}\varepsilon=\text{黄赤交角。对于地球，这个角大约为23.4度。对于火星，这个角大约为25.2度。}\varphi=\text{观测者所在纬度。}容易想象，当天体在子午面上时，星位角。定义此时的时角（方位角）。一般情况下，星位角可以计算为
\tan q=\frac{\sin H}{\tan \varphi \cos\delta -\sin \delta \cos H},其中，是观测者所在位置的地理纬度，是天体的赤纬，是从子午面算起的时角（方位角）。
在天体升起和落下（位于地平线上）时，星位角的计算公式可以简化为
\cos q=\frac{\sin \varphi}{\cos \delta}.图片专业杠杆炒股公司
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