В долгие зимние ночи астрономы измеряют зенитные расстояния одних и тех же звезд в обеих кульминациях и по формулам (4), (6), (9) независимо находят их скло­нение (δ) и географическую широту (φ) обсерватории. Зная φ, определяют склонение светил, у которых наблю­дается только верхняя кульминация. При высокоточных измерениях учитывается рефракция, которая здесь не рассматривается, кроме случаев расположения светил вблизи горизонта.

В истинный полдень регулярно измеряют зенитное расстояние z Солнца и отмечают показание S_ч звезд ных часов, затем по формуле (4) вычисляют его скло­нение δ, а по нему — прямое восхождение αsun , пос­кольку

sin α =tg δ -ctg ε,       (24)

где ε = 23°27' — уже известное наклонение эклиптики.

Одновременно определяется и поправка звездных ча­сов

u_s = S—S_ч = α—S_ч,        (25)

так как в истинный полдень часовой угол Солнца t=0 и поэтому, согласно формуле (13), звездное время S = α.

Отмечая показания S'_ч тех же часов в моменты верхней кульминации ярких звезд (они видны в телеско­пы и днем), находят их прямое восхождение

α=α + (S'_ч—S_ч)             (26)

и по нему аналогичным образом определяют прямое вос­хождение остальных светил, которое также может быть найдено как

α=S'_ч +u_s.             (27)

По публикуемым в астрономических справочниках экваториальным координатам (α и δ) звезд определяют географические координаты мест земной поверхности.