天文常用的坐標系主要以下幾個：
- 地平坐標系
- 赤道坐標系
- 黃道坐標系
- 銀道坐標系
- 超新星坐標系
各個坐標系的中心、基面、極、經緯度坐標、主要方向等參數如下：
地平坐標系
在地平或高度方位系統，觀測者位於地球上，圍繞著自身的自轉軸每一恒星日（23h56m）相對於固定的恒星背景旋轉一周。在地平系統中，天體位置的定位主要用於計算出與沒的短暫時間，例如，太陽升起和沉沒時間的計算。過去它也用於導航，例如，確定行星位置的高度與方位，依據時間確定船隻正確的經度和緯度。許多望遠鏡也采用經緯儀的架臺，然後依據時間、地理位置，利用電腦計算天體在地平上的位置（高度和方位）。
赤道坐標系
赤道坐標系統以地球的中心為中心並且固定住環繞我們的天空，因此它看起來與地球固定在一起，而我們在地球的表面上繞著自身的軸旋轉。赤道坐標描述的天空，包括所見的太陽系，和現在所有的星圖幾乎全都用赤道坐標來繪制，而古代的東方天文學傢早已使用這種坐標繪制星圖。赤道系統是專業天文學傢最常用的坐標系統，業餘天文學傢也使用赤道系統的架臺在夜晚追蹤天空的運動。天體被調整好的望遠鏡或其它種類的儀器找到之後，這些天體就會使用與赤道坐標匹配來標示它們的位置。
赤道坐標系主要坐標：
- 赤緯： Declination, 縮寫為Dec, 是天文學中赤道座標系統中的兩個坐標數據之一。赤緯與地球上的緯度相似，是緯度在天球上的投影。赤緯的單位是度，更小的單位是“角分”和“角秒”，天赤道為0度，天北半球的赤緯度數為正數，天南半球的赤緯的度數為負數。天北極為+90°，天南極為-90°。值得註意的是正號也必須標明。赤緯的變化：隨著時間的變化，由於天體運動和地軸變化，天體的赤緯不是固定的數值，而是不斷變化的。極星的赤緯為+90°或-90°。假如觀測者的緯度為 l的話，則赤緯高於 90° – l的天體終日不落於地平線下。這樣的天體稱為拱極星座。終日不落的太陽稱為午夜太陽。太陽的赤緯等於太陽入射光與地球赤道之間的角度，由於地球自轉軸與公轉平面之間的角度基本不變，因此太陽的赤緯隨季節不同而有周期性變化，變化的周期等於地球的公轉周期，即一年。太陽赤緯的最高度數為23°26’，夏至時太陽的赤緯為+23°26’，冬至時太陽的赤緯為-23°26’。春分和秋分時太陽的赤緯為0°。由於地球公轉軌道的偏心率非常低，可以看作是一個圓圈，太陽赤緯可用下面兩個公式來計算：
delta = -23.44~degtimes cos(frac{360}{365}times(N+10))角度
delta = -23.44~degtimes cos(frac{2pi}{365}times(N+10))角度 coslambda cosbeta=cosalpha cosdelta
N是一年中的日數，1月1日的日數為1
- 赤經：也是天文學使用在天球赤道座標系統內的座標值之一，通過天球兩極並與天赤道垂直。天球上的赤經，功用與地理座標中的經度相同。赤經和經度都是沿著赤道向東或西方向量度，零點也是赤道上隨意選擇的。經度的零點是本初子午線；赤經的零點是春分點，這是太陽在3月下旬運行至北天球時所通過的點，也是地球的升交點。赤經的數值由春分點向東量度的，單位是時、分、秒，但有時也會用度來量度。他與恒星時的關系密不可分。它既是時間的單位，也是角度的單位。1h=15゜，1m=15’，1s=15"。在航海上使用的是恒星時角（縮寫SHA），與赤經的不同是赤經由西向東量度，恒星時角是由東向西量。赤經可以用來測量天體在天球上的位置，並且可以計算天體到達天空中某一定點的時間。例如，有個位置在赤經13h30m的天體，正在子午圈上，則在赤經20h的天體會在6.5小時（恒星時）後經過子午圈。
黃道坐標系
是以黃道作基準平面的天球坐標系統，多用作研究太陽系天體運動情況之用。黃道系統描述的是行星環繞太陽移動的軌道，它的中心在太陽系的重心，也就是太陽的位置。它的基本平面是地球的軌道面，稱為黃道面。在行星科學中被大量使用，像是計算行星的位置和其他重要的行星軌道參數：傾角、升交點、降交點、近日點位置等等。黃道是由地球上觀察太陽一年中在天球上的視運動所通過的路徑，若以地球“不動”作參照的話就是太陽繞地球公轉的軌道平面（黃道面）在天球上的投影。黃道與天赤道相交於兩點：春分點與秋分點（這兩點稱二分點）；而黃道對應的兩個幾何極是北黃極（在天龍座）、與南黃極 (在劍魚座)。在黃道上與黃道平行的小圓稱黃緯，符號β，以由黃道面向北黃極方向為正值（0°至90°），向南黃極方向則為負值。垂直黃道的經度稱黃經，符號為λ，由春分點起由西向東量度（0°至360°）。像赤道坐標系中的赤經一樣，以春分點做為黃經的起點。因為地軸有進動現象，此坐標系的兩個黃極亦會因歲差影響而使坐標數值逐漸移動，計算時必須說明坐標系參照的歷元。現常采用的是J2000.0歷元（之前的出版物多以B1950.0歷元），在天文年歷這類精度較高的刊物中，則參考當天或當月之瞬時分點計算。此坐標系特別適合標示太陽系內天體的位置，大多數行星（水星和冥王星除外）與許多小行星軌道平面與黃道的傾角都很小，故其黃緯值（β）都不大。
與天球坐標系的互換：
λ和β代表黃經和黃緯； α和δ代表赤經和赤緯； ε=23°26′20.512″即黃赤交角，也就是地軸傾角。
黃道坐標轉換為赤道坐標：
赤經α和赤緯δ可以下面的公式得到：
sindelta=sinepsilon sinlambda cosbeta+cosepsilonsinbeta cosalpha cosdelta=coslambda cosbeta sinalpha cosdelta=cosepsilon sinlambda cosbeta-sinepsilonsinbeta
因為正弦和餘弦的解非唯一，故必須三個公式都能滿足的解才是正確。
赤道坐標轉換為黃道坐標：
sinbeta=cosepsilon sindelta-sinalpha cosdelta sin epsilon
coslambda cosbeta=cosalpha cosdelta
sinlambdacosbeta =sinepsilonsindelta+sinalphacosdeltacosepsilon
註意：有些人試圖簡化前面兩個等式，但因正弦、餘弦的解不是唯一的，這樣做並非明智做法，因為當計算反三角函數時，所對應的角度會受限制，此時就需要第三個公式來協助判斷與選擇。例如在第二個公式的赤經值α，可以經由消除cosδ使等式左邊隻剩下tanα，或是放棄第三個等式，隻利用第二式cosα=cosλcosβ/cosδ。在一些直接的運算下，他可能會將你引入歧途，例如當cos-1，角度通常在0°和180°之間，但赤經α范圍是360°，sin-1和tan-1的范圍也是180°，所有這些函數在它們的極限值附近的誤差都會明顯增大。實際上計算靠近黃道的天體坐標，可以正確的判斷赤經α的象限，因為它會與黃經λ在同一象限中（但必須排除靠近極點的）。但一般應用程序不易編排，這必須要用人工來處理。
銀道坐標系
是以太陽為中心，並且以銀河系明顯排列群星的平面為基準的天球坐標系統，它的“赤道”是銀河平面。相似於地理坐標，銀道坐標系的位置也有經度和緯度。銀道坐標系使用太陽做為端點，銀經“ℓ”的起點是從太陽測量到的銀河中心方向，銀緯是以太陽為原點測量的銀河平面做為基準面。許多的星系，包括我們太陽和地球所在的銀河系皆為盤狀結構：我們能看到的多數銀河系物質（除瞭暗物質）都緊挨著這個銀道面。銀河系本身也像地球一樣有著自轉軸，銀道坐標系利用本身特性來定義坐標系統，也就是以太陽相對於銀心（銀河系中心）轉動來決定銀河系自轉。在任何天球坐標系都需要定義赤道和極點。銀道坐標系也一樣，需要一條垂直於赤道的子午線作為銀經的起點。經由國際會議決定銀道坐標系的銀緯和銀經分別以“b”和“l”標示，銀極的銀緯（b）是90°（b=+90°或b=−90°）。銀緯～0°的天體，就位在銀河系的盤面（亦即銀道面）上，也就是在銀河坐標的赤道附近[1]。如此一來，銀道坐標系是在銀道面及其自轉的體系下劃定天體位置，所以當這些天體隨著銀河系一起自轉時，其坐標位置是固定的，然而一旦這些天體不隨著銀河系自轉時，就會造成相對位置的改變，其銀道坐標值也將隨之改變。在銀河系內的天體位置（具體說就是銀道坐標）會保持著相對穩定，但是對銀河系外天體而言，因為並未隨著銀河系一起自轉的關系，便會在銀道坐標系上產生顯著的位置改變。例如考慮一個位置在銀道面，並在自轉軸後方的星系，也就是位置在銀經l=180°。經過1億1千萬年，這個星系的位置將因銀河系自轉而變成銀經l=0°（銀緯不變）。因銀道坐標系是以銀河系決定的坐標系，在系外天體都會以銀河系的自轉周期，約2億2千萬年環繞銀河系一周（不考慮星系自身運動）。概念上，銀道坐標系也是球坐標，太陽位於銀道面以北，銀經的起點指向銀河中心。銀道坐標系沒有像赤道坐標系的歲差現象，故不需標示歷元。但銀道相對地球赤道與黃道都有明顯傾角，而日地距離，甚至比鄰星的距離相對於作為背景的銀河系，其周年視差的變化（即相隔半年目標的視位置變化）還是微乎甚微的。但是對於天文愛好者平常觀測的項目，甚至於天體發現等的情況下，亦很少會利用到銀道坐標系。銀道面是整個銀道坐標系的基本平面，所有銀緯與之平行，銀經與之垂直；銀河系成員如恒星、暗物質與氣體、塵埃等部絕大部分對稱分佈在銀道面的兩側。太陽系位處在銀道面以北112.7±1.8 光年（34.56±0.56 秒差距）處，但因為距離銀河系中心30,000光年之遙，相對來說還是非常接近銀道面的。銀道面和天球的赤道面有123°的夾角，銀緯（b）以0°至90°角度為單位度量，北銀極銀緯是+90°，位置在後發座，靠近牧夫座的大角星附近；南銀極的銀緯是-90°，位置在南天的玉夫座。銀經的度量由0°至360°，在銀河系自轉軸所在的人馬座方向起計量，沿著銀道面移動，經天鵝座（銀經90°）、禦夫座（銀經180°）與南天的船帆座（銀經270°）。由於銀道坐標系是球坐標，所以並未在銀河系中定出一個基點，而隻是以銀河系的光度定出一個具體的方向和銀道面。然而為定義銀道面，必須經由銀心（銀河系中心）通過太空中便於計量的一個特殊點（太陽中心）。情況類似於在地理坐標系中需確認高度是在地平面之下或之上而必需選擇的一個確切的觀測點。1958年，國際天文聯合會在第十屆大會上定義瞭銀道坐標系相對於赤道坐標系統的關系。北銀極定義在赤經12h 49m，赤緯+27.4° ′ ″（B1950歷元），銀經0度是相對於赤道極位置角123°的大圓半球，銀經增加的方向與赤經增加的方向相同。銀緯向銀北極方向的增加是正值，銀極的緯度是±90°，銀河赤道的緯度是0度。換算成2000.0歷元的坐標，北銀極位於赤經12h 51m 26.282s，赤緯+27° 07′ 42.01″（2000.0歷元），銀經0度的位置角是122.932°.銀經和銀緯0度在天球上的位置在赤經17h 45m 37.224s，赤緯−28° 56′ 10.23″（2000.0歷元）。這與無線電波源人馬座A*，銀河系中心具體的最佳標示物，有少許的差異。人馬座A*的位置是赤經17h 45m 40.04s，赤緯−29° 00′ 28.1″（2000.0歷元），或是銀經359° 56′ 39.5″，銀緯−0° 2′ 46.3″。
超星系坐標系
超星系坐標系統，是天球坐標系統之一，他的赤道是校準在超星系平面上。這個系統用於在地的宇宙之中，主要是參考鄰近的星系團，包含室女座星系團、巨引源和英仙-雙魚超星系團等，在平面(二維空間)的分佈狀態。雖然早在200年前的威廉·赫協爾就註意到星系分佈在一個平面上的現象，但超星系坐標的基準平面在1953年才被熱拉爾·佛科留斯從夏普力-恩慈目錄中予以確認。經由會議決定，超星系的經度和緯度類比於銀河坐標系統的銀經(l)和銀緯(b)，分別標示為SGL和SGB，坐標經度的起點(SGL=0)定義為銀河平面與超星系平面的交叉點。
