同步卫星的轨道位于地球赤道上空，与地球同心的半径为4．2万公里。如果在地球极轴上装一面卫星天线，由于该天线对所有卫星的仰角都相等，因而，这面天线绕极轴转一周就能收视所有卫星上的节目，极轴天线把本来需要由仰角、方位角二维定位的问题转化成了只需绕极轴转角的一维定位问题，大大简化了天线的控制，这就是极轴天线的原始设想。

        仿此原理，在地球上任何位置让天线围绕平行于极轴的轴转动，也应能收视视野内的所有卫星节目，这就是极轴天线的由来。但是，由于这个转轴并不通过卫星轨道中心，因而必然产生相当的误差。

        如图1所示，A点为天线所在地，A’点为A点在赤道面上的正投影。很明显，A点到卫星轨道各点(即每颗卫星)的距离是不等的，最近处在A点正南(S点)，较远处在正东(E点)、正西(W点)，这就是误差的根源(见图2)。

        如果A点天线对准正东卫星E点，其与极轴A—A’的夹角为α1，加以固定，然后绕A点极轴旋转，其扫描线(即天线与卫星连线旋转所形成的圆柱面与卫星轨道面的交线)如虚线所示仍为一个圆，除正东、正西两点外，其余地方与卫星轨道均不重合(见图4)，最大误差发生在正南S点。为此必须减小夹角才能对准正南卫星，设减小为α2。我们把α1-α2=β称为校正角(见图3)，这个校正角随着A点所处的纬度不同而变化。在两极和赤道，其值为0，45°时其值最大。校正角可以通过计算得到，本文算出了北纬15°-70°之间的校正角列表附后供参考(计算方法略)。怎样纠正这一偏差呢?很简单，只需把A点天线的极轴再向南倾斜一个校正角，其扫描线就与卫星轨道基本重合了。这样，当用接收角收视正东卫星时，因为校正角是向正南偏的，对正东方向不起作用，天线仍对准卫星。

       当天线转到正南时，由于校正角的作用，天线实际接收角变成了α1-β=α2，也正好对准正南卫星。当天线自东向南扫描时，误差逐步增大，但校正角所起作用也逐步增大，仍然保持天线正对卫星。从几何学的角度来讲，该扫描线是卫星轨道面上的椭圆，上述方法的实质是用该椭圆的一部分去逼近一段圆弧，虽不能完全重合，但误差是极小的。举例来说，如在北纬35°安装天线，其极轴方向本应是正北与水平面的夹角35°，但为了校正误差，必须使其与水平面的夹角变为35+0．657=35．657。从理论上讲，如果精确地按照上述方法确定好天线的准极轴方向，那么，只需对准任一卫星，固定好天线与转轴夹角(实际就是接收角，转动天线就可以收视视野内的所有卫星信号。如果卫星极化方式相同，连极化角都不用重调。

       明白这一原理，那些希望用一面天线收视多个卫星节目、又没有极轴天线的爱好者，完全可以把自己的普通天线改制成准极轴天线，从而舍弃繁琐的方位角、仰角计算和吃力的寻星工作，轻松地一览众星。改制的关键就是把自己现有的天线原来用于调整方位角的转轴精确地设定为校正后的准极轴方向，并安装上相应的绕准极轴转动的驱动装置以及定位机构。具体实现方法，可根据自己现有天线的结构因地制宜，各显神通，但南北方向、水平面的确定均应十分准确。天线的驱动，既可手动定位，也可电动数控。本文作为引玉之砖，希望能对卫视爱好者改制极轴天线有所启发。