Поскольку радиус небесной сферы произволен, положение светила на небесной сфере однозначно определяется двумя угловыми координатами, если задана основная плоскость и начало отсчёта.
В сферической астрономии используются следующие системы небесных координат:
Горизонтальная, 1-я экваториальная,2-я экваториальная, Эклиптическая
Горизонтальная система координат
Основная плоскость – плоскость математического горизонта
1) Ð mOM = h (высота)
0 £ h £ 900
–900 £ h £ 0
или Ð ZOM = z (зенитное расстояние)
0 £ z £ 1800
z + h = 900
2) Ð SOm = A (азимут)
0 £ A £ 3600
1-я экваториальная система координат
Основная плоскость – плоскость небесного экватора
1) Ð mOM = d(склонение)
0 £ d£ 900
–900 £ d£ 0
или Ð POM = p (полюсное расстояние)
0 £ p £ 1800
p + d= 900
2) Ð QOm = t (часовой угол)
0 £ t £ 3600
или 0h £ t £ 24h
Все горизонтальные координаты (h, z, A) и часовой угол t первой экваториальной СК непрерывно изменяются в процессе суточного вращения небесной сферы.
Склонение d не изменяется.
Необходимо ввести вместо t такую экваториальную координату, которая бы отсчитывалась от фиксированной на небесной сфере точки.
2-я экваториальная система координат
Основная плоскость – плоскость небесного экватора
1) Ð mOM = d(склонение)
0 £ d£ 900
–900 £ d£ 0
или Ð POM = p (полюсное расстояние)
0 £ p £ 1800
p + d= 900
2) Ð ¡ Om = a(прямое восхождение)
0 £ a £ 3600
или 0h £ a £ 24h
Горизонтальная СК используется для определения направления на светило относительно земных объектов.
1-я экваториальная СК используется преимущественно при определении точного времени.
2-я экваториальная СК является общепринятой в астрометрии.
Эклиптическая СК
Основная плоскость – плоскость эклиптики E¡E'd
Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного меридиана под углом ε = 23026'
ПП' – ось эклиптики
E – точка летнего солнцестояния
E' – точка зимнего солнцестояния
1) ¡ m = λ(эклиптическая долгота)
2) mM = b(эклиптическая широта)
