Если измерение производилось в пункте с широтой [$966$], то зенитное расстояние выражается через экваториальные координаты t (часовой угол) и [$948$] (склонение) по формуле:

В частности, в полдень (то есть в момент верхней кульминации Солнца) всегда t = 0 и

откуда z = [$966$] - [$948$]. В свою очередь, склонение связано с эклиптическими координатами [$955$] (астрономическая долгота) и [$946$] (астрономическая широта) аналогичным выражением:

где [$949$] - наклонение эклиптики. Поскольку Солнце всегда находится в плоскости эклиптики, для него [$946$] [$8801$] 0 и

Следовательно, склонение Солнца лежит в пределах от -[$949$] (при [$955$] = 270[$186$]) до [$949$] (при [$955$] = 90[$186$]), а его зенитное расстояние - между z[sub]min[/sub]=[$966$]-[$949$] и z[sub]max[/sub]=[$966$]+[$949$]. Отсюда

В данном случае z[sub]min[/sub]=29[$186$]48', z[sub]max[/sub]=76[$186$]42', откуда

Основные точки эклиптики будут иметь следующие координаты:
[$945$] = 0[$186$], [$948$] = 0[$186$] - точка весеннего равноденствия (восходящий узел);
[$945$] = 90[$186$], [$948$] = 23[$186$]27' - точка летнего солнцестояния;
[$945$] = 180[$186$], [$948$] = 0[$186$] - точка осеннего равноденствия (нисходящий узел);
[$945$] = 270[$186$], [$948$] = -23[$186$]27' - точка зимнего солнцестояния.