Se non è necessaria una grande precisione, si può porre la latitudine $\beta$ del Sole uguale a $0^\circ$, dato che il suo valore non supera mai $1,2$ arcosecondi. In questo modo si possono calcolare l’ascensione retta $\alpha$ e la declinazione $\delta$ dalle seguenti espressioni dove $\epsilon$ è l’obliquità dell’eclittica e L_{\astrosun} è la longitudine vera:

\tan \alpha = \frac{\cos \epsilon \sin L_{\astrosun}}{\cos L_{\astrosun}}

\sin\delta=\sin\epsilon\sin L_{\astrosun}

La posizione apparente del Sole si ottiene dalle stesse formule, ponendo la longitudine apparente $\lambda$ al posto della longitudine vera L\astrosun. In questo caso, il valore $\epsilon$ va corretto in questo modo:

$$\epsilon=\epsilon+0,002\,56\cos \Omega$$

dove $\Omega$ è la longitudine del nodo ascendente dell’orbita media della Luna che si può calcolare anche trascurando i termini con $T^2$ e $T^3$

Nel caso della prima formula, è importante prestare attenzione al calcolo dell’angolo $alpha$ con la funzione arcotangente appropriata, che nei linguaggi di programmazione è chiamata atan2 che ha come argomenti il numeratore e il denominatore della frazione:

\alpha = atan2(\cos\epsilon \sin L_{\astrosun}\,,\, \cos L_{\astrosun})