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子午線高度は、観測者の緯度を決定するための天体航法の手法の一つです。これは、天体が南中する際の地平線上の高度角を表します。
子午線高度は、天体航法における最も単純な計算方法です。観測者は、天体が子午線を通過する際の高度を測定することで、自身の緯度を決定します。子午線とは、南北方向に走り、天頂、天底、天の極を通る仮想の平面のことです。
これは通常、春分・秋分の日の正午の太陽を用いて観測者の緯度を測定するために行われますが、どの天体でも行うことができます。正午とは、太陽が子午線を通過する時刻のことです。
例えば、春分点の太陽が赤道上の地点（緯度0°）の真上（天頂）にあるとします。観測者Aはこの地点、つまり太陽直下点に立っています。彼が六分儀で地平線上の太陽の高さを測ると、太陽の高度は90°になります。この値を90°から引くと、太陽の天頂距離は0°となり、これは観測者の緯度と同じです。観測者Bが地理上の極（北緯90°または南緯90°）に立っている場合、彼は地平線上の太陽を高度0°で見ます。この値を90°から引くと、天頂距離は90°となり、これは観測者の緯度と同じです。観測者Cは、同じ時刻に観測者Aと同じ経度、つまり同じ経度上の北緯20度に位置している。観測者の高度は70度となり、これを90度から引くと天頂距離は20度となり、これが観測者の緯度となる。つまり、天体の天頂距離は、天体と観測者との緯度の差に等しい。
天体の経線高度の推定時刻は、航海暦から取得されます。この時刻の数分前から、観測者は六分儀を用いて天体の高度の観測を開始します。天体の高度は上昇していくため、観測者は天体の反射像が地平線上に留まるように六分儀を継続的に調整します。天体が経線を通過する際に、最大高度が観測されます。この最大高度の時刻がUTCで記録されます。
得られた高度は、視差（観測者の海抜高度によって生じる誤差）と屈折を補正して、地平線上の物体の真の高度を求めます。次に、この値を90°から差し引いて、真上の位置からの角度距離を求め、天頂距離を算出します。
地球の自転と太陽や惑星に対する回転の「揺れ」を相殺するために、さらに補正を考慮する必要があります。これは、特定の日における天体の赤緯（航海暦から取得）によって示されます。天体の赤緯が反対の半球にある場合（つまり、あなたが北半球にいて、赤緯が南半球にある場合）、その赤緯をあなたの真の天頂距離から差し引く必要があります。そうでない場合は、赤緯を加算します。