位置
天球坐标系
在天文学中，天球上的位置可以通过5种不同的坐标系来表示，每种坐标系适用于某些特定的场合。其中4种分别使用不同的基本平面，来描述从地球上观察到的位置；第5个系统是日心坐标系，给出的是相对于太阳的位置。
在星表中列出的是地心赤道和黄道坐标，即假设观测者从地心处看到的天体的位置。对于遥远的天体，例如恒星和星系等，观测者无论位于地球上的哪个地方，所观测到的天体位置都没有差别；而对于太阳系内的天体，就必须做些微小的修正以获得站心坐标——即在地球表面某个位置所看到的天体坐标。
赤道坐标系
赤道坐标系是在天文学领域里最常见的坐标系。它的基本平面是天赤道，坐标由赤经和赤纬组成，偶尔也用时角和极距来代替。
赤经（符号α）和赤纬（符号δ）可以看做是地表经纬度在天球上的对应项。赤纬的计量单位是度，在天赤道上为0，在天极处为90°。
赤经的0时线类似地球上的格林尼治子午线。在每年3月21日前后，太阳由南向北穿过天赤道，穿越点就是春分点。0时赤经线即是经过春分点的赤经线。赤经以时、分、秒为单位从春分点开始沿天赤道向东计量，其范围从0时到24时，有时候也用角度表示。1小时赤经差等效于15°。（即1°等于赤经4分）。
时角圈是天球上经过天体和天极的大圆，与天赤道垂直。时角是子午圈和通过某天体的时角圈之间的夹角，沿天赤道向西计量。在北半球，位于子午圈上在天极和南点之间的天体的时角为0时。1小时前自东向西通过子午圈的天体的当前时角为1时，以此类推。所以时角就是天体从最后一次自东向西经过子午圈起所经历的时间。
极距是天体与天极之间的夹角，沿着时角圈测量，等于90°减去该天体的赤纬。
地平坐标系
地平坐标系是最简单的坐标系统。其基本平面是观测者的水平面，天体的位置用方位角（地平经度）和地平高度（地平纬度）或天顶距来表示。
地平高度（符号h或a）是天体位于地平线之上的仰角，在垂直于水平面的方向测量。当天体位于地平线上时，它的地平高度为0。当天体位于天顶时，其地平高度为90°。有时会用天顶距（符号z）来替代地平高度，它是天体距离天顶的角度，等于90°减去地平高度。方位角（符号A）是经过天顶和天体的大圆与地平圈的交点，沿地平圈自正北向东计量的角度。在正北的天体的方位角为0°，在正东的天体的方位角是90°，以此类推。
天体在某一时刻的方位角与地平高度取决于在地球的哪个位置上测量它，是纯粹的站心坐标。所以天体的地平坐标要根据观测的时间地点以及天体的赤经赤纬推算出来。
黄道坐标系
将黄道作为基本平面。尽管与赤道坐标系相比，黄道坐标系较少遇到，它还是常用于表示在地心所见的太阳系内天体的位置。黄道坐标用黄经、黄纬表示。
黄经（符号λ）从春分点开始沿黄道向东计量，从0°到360°；黄纬（符号β）沿通过天体和黄极的大圆，在垂直于黄道的方向上测量，从0°到90°。
表2 坐标系基本平面与测量原点
银道坐标系
用于研究银河系内的天体位置，其基本平面是银道，对天赤道呈63°度的倾角。坐标包括银纬（符号b）——垂直于银道从0°到90°，和银经（符号l）——以度为单位沿银道向东计量。银经的零点在银心的方向，国际天文学联合会在1959年的采用值为赤经17时45.6分，赤纬-28°56′.2（历元2000.0）。北银极在后发座，坐标是赤经12时51.4分，赤纬27°7′.7（历元2000.0）。南银极在玉夫座，坐标为赤经00时51.4分，赤纬-27°7′.7。
日心坐标系
日心坐标系表示从太阳中心所见的天体的位置，特用于太阳系内的天体。日心坐标系的基本平面是黄道面，坐标量为日心黄纬（符号b）和日心黄经（符号l），后者的零点是春分点。在任意时刻，地球的日心黄经等于太阳的地心黄经加180°。在更加严格的情况下会采用质心坐标系。质心指的是太阳系的质量中心。由于行星，特别是大质量的木星的存在，太阳系的质心与太阳中心并不重合。
参考平面
各种坐标系统所使用的参考平面和坐标，以及度量原点，归纳于表2中。
太阳系的不变平面定义为通过太阳系质心，并垂直于太阳系总角动量（包括所有行星和卫星的自转和公转运动）的平面。与黄道面不同，由于它在空间中的位置不再受行星摄动的影响，所以形成了一个不变的参考面。不变平面相对黄道面的倾角为1°.58。
星星的位置
“恒”星的位置通常用赤经和赤纬描述。但是由于岁差的存在，天赤道和春分点在天球上的位置一直处在变化之中，其结果是恒星的赤经赤纬坐标也一直在改变。此外，其他一些因素，例如章动，光行差，视差，自行和大气折射等，都会对观测到的恒星位置产生影响。所以，要想获得精确的结果，就必须针对上述因素进行修正。
3类天体位置通常会用到：平位置、真位置和视位置。
天体的平位置是指在去除了大气折射，视差和光行差效应之后，天体在天球上相对于指定历元的平赤道和春分点的日心（质心）坐标。平位置随时间的变化仅来自于自行和岁差，是星表中所列出的位置。
真位置是指在观测时刻，消除了周年视差和地球运动产生的光行差的影响后，天体在天球上相对于该时刻真赤道和春分点的日心（质心）坐标。
视位置是假设在地球中心所实际观测到的天体在天球上相对于该时刻真赤道和春分点的（地心）坐标。
真赤道与春分点
这是在任意时刻观测到的实际的天赤道和春分点的位置。由于岁差和周期性的章动的影响，真赤道与春分点处在持续的漂移中。
平赤道与春分点
这是在消除了章动效应，即仅在岁差影响下的天赤道与春分点的位置。在星表中列出的位置都是相对于某个指定的平赤道和春分点，通常在某年的年首或年中。
标准历元
标准历元是一个确定的日期和时间，用来对天体位置或其他数据进行比较。从1984年开始，坐标系的标准历元被确定为2000年1月1.5日，以J2000.0表示。前缀J代表儒略历元，即基于365.25日的儒略年。当前的标准历元正是1900年1月0.5日标准历元后的1个儒略世纪（36525日）。一般来说，一个标准历元通常会持续使用半个世纪左右。将来的历元会基于儒略年的整数倍。
岁差
岁差是一种春分点在天球上向西的运动。它的主要分量产生于太阳和月亮对地球赤道隆起部分的引力拉动，称为日月岁差。另外还有行星引力造成的较小的效应，称作行星岁差。两者之和的大小为每年50″.3，即每71.6年1°，称为总岁差。岁差使得所有恒星平行于黄道移动，所以在固定的地点或固定的时刻所能看到的星星在一个岁差周期内会缓慢地变化。
由于岁差的影响，恒星的赤经赤纬也在持续变化中。像本书一样的星表星图会给出指定标准历元（目前国际通行的是2000年年首）下的天体位置。要找到在其他时刻的近似位置，可以使用表3。
岁差的一个周期持续25800年，在这段时间里，地球的自转轴（和公转面的垂线成
）在天球上划出一个半径
的小圆。所以勾陈一（北极星，小熊座α）只在一段时间里才是距离北天极最近的亮星。4800年以前，右枢（天龙座α）距离北天极仅有0°.1。天津四（天鹅座α）将在8000年后成为离北天极最近的亮星，角距7°.5。而在11300年后织女星（天琴座α）将最接近北天极，但仍有5°.7远。
章动
天极在天球上的轨迹并不是一个完美的圆形，而是在微微地摇摆。这种不规则性称为章动，是由于地轴在以一定节奏倾向和远离黄极，就像俯仰点头似的。它在经岁差修正后的天体位置上又添加了一种可觉察的变化。随着太阳和月亮的相对位置与距离的变化，它们作用在地球上的引力的大小和方向也在变化。总的效应来源于三种因素的混合，即月球章动（天极以18.6年的周期围绕平位置在±9″的范围内摆动），太阳章动（0.5年的周期，幅度±1″.2）以及半月章动（幅度±0″.1，周期15日）。其中18.6年的月球章动影响最大，所以地球自转轴在25800年的一个进动周期内，将穿过其平位置2750次。章动还造成黄赤交角的细微变化，这个分量称作交角章动。沿黄道的章动分量称为黄经章动，或二分差。
光行差
有限的光速以及地球每秒30千米的公转速度使得天体的视位置与其真实位置之间产生一点差别，称为光行差。在一年当中，恒星看上去在沿着以其真位置为中心的一个小椭圆上移动。在天球上不同的位置，椭圆的偏心率不同。黄极处的轨迹是一个正圆，而黄道上恒星的轨迹压缩成一段短线。恒星从它的真位置偏离的最大值是20″.5，称为光行差常数，这个角度的正切值即是地球平均公转速度除以光速。地球的自转也会带来附加的微弱效应，称为周日光行差，最大不超过0″.32。
表3 使用方法
10年的赤纬改正值约+1.9′，所以50年的岁差赤纬修正为：
周年视差（符号π）
天体的地心位置与日心位置之差。距离我们较近的恒星的视位置在一年当中会稍微地变化，因为地球在环绕太阳公转的过程里不断地改变着自己的位置。周年视差被定义为地球轨道的半长轴在天体处的张角。测量视差是唯一的确定单个恒星距离的直接方法。
自行（符号μ）
自行是恒星相对于太阳的运动在天球上的投影。在星表中列有自行的数据，即每年或每世纪的赤经（μα）和赤纬（μδ）变化量。已知自行最大的是巴纳德星，每年10″.4。
大气折射
光线在通过地球大气层时会产生弯折，所以观测到的天体的地平高度比实际要高。折射所产生的变化在地平处达到半度以上，而在天顶则降为0，并且还和大气条件有关。表4给出了不同高度角的折射变化。
纬度变化（极移）
测量到的恒星赤纬会呈现出很小的不规则周期性变化，最大达0″.04。这是由于地球的自转轴在围绕着一个平均位置沿逆时针方向漂移。这种变化包含两个分量。主要分量来源于地球的自转轴与其对称轴并不重合，这会在纬度上造成428天周期的最大幅度±0″.3的极移（相当于地面上半径9米的一个圆圈）；第二个分量的来源是空气质量分布的季节性变动，这会形成1年周期的±0″.18（±5米）的地极移动。