第二节　天体中天高度法

第一目　原理

天体中天时，其高度角h，赤纬δ与观测者纬度φ之关系，已于第七章第四节论及。兹再将该处之图重刊于此（图11－2），并将该处式（25）、（26）列下：

当星在北天时（S1与S2），

当星在天顶附近上中天时（S1，S3，S4），

北方S1：　　　φ＝δ－z

图11－2

天体上中天时，其高度角最大；反之，下中天时，其高度角为最小。故利用天体中天高度方法求纬度时，可以不必确知观测者子午圈方向，亦不必确知中天精确时刻，仅用望远镜横丝追随天体，待其高度达最大或最小时，读其高度角或天顶距，即可应用式（4）或（5）关系计算纬度，实为最简单之法。

上述天体经过子午圈时为其最高或最低之位置，对于恒星而言，系严格正确；对于赤纬变化较速之天体如太阳月亮等，则为近似之假定。但此项近似之假定，对于一般应用可以足用。

第二目　太阳中天高度法

太阳中天时，地方视太阳时为12时正，将观测日视太阳时12时，按第六章第四节例11所讲方法推算为标准时，即得应进行观测之时刻。在该时前数分钟用经纬仪望远镜对准太阳，将横丝切于其边缘（上或下缘），用垂直角微动螺旋使横丝紧随太阳之向上移动。当太阳开始下降之时，即停止追随，读此时之垂直角。

读得之垂直角内，必须加仪器指差蒙气差，视差及太阳半径改正。用式（4）或（5）计算纬度时，应根据观测时刻，自天文年历上查出太阳之赤纬。此时应略知观测者之经度。但时间差1分（时分），影响δ之数值在1″（弧秒）以下，故时间之化算不须十分精确。兹举观测及计算例如下：

例　某地（经度概值8时02分东）1951年4月6日观测太阳中天高度结果如下：

太阳上缘中天高度角　　　56°　27′　20″

垂直盘指差改正　　　　　　　　　　＋20″

求该地纬度。

查历：格0^时太阳赤纬

观测时之太阳赤纬＝＋6°03′39″.7＋0.167×（22′44″.4）

第三目　恒星中天高度法

恒星中天高度观测之程序与观测太阳中天高度法相似，亦须先估计所欲观测恒星中天之时刻。此时可用第六章第四节原理，即恒星上中天时，其时角t为0，下中天时其时角t为12时。将时角加其赤经，即为中天时之地方恒星时。然后将恒星时换算为标准时，求其概值即可。

北极星之周日运动最慢，在中天附近其高度角变化甚小，可以正倒镜观测，结果可较精确。惟在低纬地点，北极星之高度角太低，蒙气差影响较大，则不适用。如欲观测多星，取其中数，以增加精度，宜观测赤道附近之星。任何时间均可有星中天，如此可选用之星较多。故一般先决定观测概时（标准时），将其换算为地方恒星时。其次即由天文年历中选择适于观测之恒星。凡恒星赤经与所得地方恒星时相当者，即在该时左右中天，可以适合。连续观测两星之中天时刻应隔5分钟左右，以便有充裕时间安置仪器。为避免蒙气差计算不确之影响，所选之星最好有半数在天顶之北中天，半数在天顶之南中天。如能使北天各星之天顶距和与南天各星之天顶距和大略相等尤佳，盖如此可使蒙气差计算不精确之影响大部消除也。

其次在观测方面，因观测星数较多，可以一半用望远镜正镜位置，一半用倒镜位置观测，由此计算纬度之中数，可以消除残余指差之影响。

观测须在预定中天时刻之前即开始。按恒星之赤纬及观测地点纬度之概值，计算望远镜应指之高度。将垂直盘读数放于此值，视恒星进入视场，即将横丝对准恒星，用垂直角微动螺旋使恒星常在横丝上，及其达最大高度时，即记读垂直度盘上之度数。

例　兹举观测北极星中天高度之计算实例如下：

日期：1951年5月20日

地点：上海交通大学（λ＝8^时05^分42^秒）

观测之北极星下中天高度角30°16′15″（正倒镜之平均值）

查历：北极星之赤纬＝89°02′02″（极距p＝0°57′58″）

北极星5月20日下中天之时刻22时00分（约值，查自1951年天文年历第194页）

计算：φ＝h＋p