Lorsqu'on considère les astres, on a affaire à de objets dont la position est définie dans un espace à trois dimensions. On a donc besoin de trois coordonnées pour définir leur position  (on peut même avoir besoin de six coordonnées, les trois coordonnées supplémentaires servant à définir la vitesse de l'astre). Cependant, avant avant d'avoir à dire où se trouve un astre (et quel est son déplacement dans l'espace), il faut commencer par dire où l'observer sur la sphère céleste. Toute fictive qu'elle soit, la sphère céleste possède comme toute sphère deux dimensions. Et donc ici encore deux coordonnées suffiront. 

Le principe est le même que celui utilisé pour repérer un point à la surface de la Terre. Ces coordonnées auront ainsi de grandes analogies avec la latitude et à la longitude qui servent à définir la position à la surface de la Terre; elles seront également rapportées à des grands cercles équivalents aux méridiens et aux parallèles utilisés pour notre globe. Simplement, la plupart du temps, ces différents  éléments auront d'autres noms, selon les choix qui seront faits pour les systèmes de coordonnées que l'on aura adoptés, c'est-à-dire pour les éléments de référence (plans et axes, directions, et autres conventions) auxquels on aura choisi de les rapporter. 

Les systèmes de repérage les plus souvent utilisés sont géocentriques (le centre supposé de la sphère céleste est le centre de la Terre) et locaux (le centre de la sphère céleste est l'observateur). On peut également recourir à des systèmes de repérage centrés sur le Soleil (systèmes héliocentriques) ou sur le centre de la Voie lactée (systèmes galactocentriques). Leur utilisation est fonction de contexte et des phénomènes que l'on étudie. Mais il convient de noter que tous souffrent d'un même inconvénient : les coordonnées que l'on peut y définir varient dans le temps, à des rythmes plus ou moins rapides. Les coordonnées locales, soumises à l'effet du mouvement diurne sont évidemment celles qui changent le plus vite. Les coordonnées équatoriales, qui sont des coordonnées géocentriques, utilisées dans les cartes célestes pour repérer les étoiles et les galaxies, subissent pour leur part l'effet de la précession des équinoxes, qui suit un cycle de près de 26 000 ans, etc. 

Les repérages géocentriques

Les éléments de référence.
Les trois premiers éléments de référence qui s'imposent sont l'équateur céleste, l'écliptique et le plan galactique (marqué par la trace de la Voie lactée dans le ciel), qui qui servent à définir respectivement, et en y jouant le même rôle, le système de coordonnées équatoriales, le système de coordonnées écliptiques et le système de coordonnées galactiques. 

• L'équateur céleste est la projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste. Son axe de référence est celui de la rotation de la Terre, dont les prolongements définissent les pôles célestes nord et sud. Le système de coordonnées équatoriales qui en découle utilise la déclinaison, mesurée à partir de l'équateur céleste, et l'ascension droite, comptée le long de cet équateur depuis le point vernal. Ce système est particulièrement adapté au repérage précis des étoiles et des objets du ciel profond, car leurs coordonnées varient peu à court terme.

• L'écliptique correspond au plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil. Vu depuis notre planète, il représente la trajectoire apparente annuelle du Soleil sur la sphère céleste. L'écliptique est incliné d'environ 23,5° par rapport à l'équateur céleste, ce qui explique l'alternance des saisons. Le système de coordonnées écliptiques utilise la latitude écliptique et la longitude écliptique, définies à partir de ce plan. Il est particulièrement employé pour l'étude des mouvements des planètes, des astéroïdes et des autres corps du Système solaire, dont les orbites sont généralement proches du plan de l'écliptique.

•  Le plan galactique est le plan moyen du disque de la Voie lactée. Il est déterminé par la répartition de la majorité des étoiles, du gaz et des poussières de notre Galaxie. Son système de coordonnées repose sur la latitude galactique, mesurée de part et d'autre du plan galactique, et sur la longitude galactique, comptée à partir de la direction du centre galactique. Ce système est particulièrement utile pour l'étude de la structure et de la dynamique de la Voie lactée ainsi que pour la répartition des objets galactiques.

Les systèmes de coordonnées.
Dans ces systèmes les équivalents des méridiens et des parallèles terrestres sont les cercles horaires et les parallèles de latitude. 

• Les cercles horaires - Un cercle horaire est l'intersection avec la sphère céleste d'un plan qui passe par l'astre considéré et la ligne des pôles. C'est l'analogue d'un méridien sur le globe terrestre.

• Les parallèles de latitude. - Ces cercles de la sphère céleste sont analogues aux parallèles de la sphère terrestre. Dans le cas du système de coordonnées équatoriales, leur plan est perpendiculaire à l'axe du monde, et par conséquent parallèle au plan de l'équateur. Dans le cas du système de coordonnées écliptiques, leur plan est parallèle à l'écliptique.

Si l'on veut fixer la position relative des étoiles sur la sphère céleste indépendamment du lieu et de l'heure de l'observation, il faut employer un système de coordonnées qui participe au mouvement diurne de la sphère céleste (Les coordonnées équatoriales). On prend l'équateur céleste et le plan du méridien passant par le point vernal comme plans de référence, et on y rapporte l'étoile par deux coordonnées qui sont nommées déclinaison et ascension droite.

• L'ascension droite est l'angle que fait le cercle horaire d'un astre avec le cercle horaire du point vernal, intersection de l'écliptique et de l'équateur céleste. L'ascension droite se compte de l'ouest à l'est et de 0 à 360° ou de 0 h à 24 h. 

• La déclinaison est la distance angulaire qui sépare un astre de l'équateur céleste. C'est l'analogue de la latitude.  La déclinaison se compte de 0° à 90°; elle est boréale ou australe. 

• La latitude écliptique - Si, par une étoile, on mène un plan passant par l'axe de l'écliptique, la distance de l'étoile à l'écliptique, comptée sur ce cercle, est la latitude l ou λ (Lambda);  La latitude se compte de 0 à 90° (soit de -90 à +90° entre les pôles écliptiques), elle est boréale ou australe; 

• La longitude écliptique. - La longitude β (Bêta) est l'arc compté sur l'écliptique, depuis le cercle de latitude jusqu'à l'équinoxe du printemps (le point vernal g); la longitude se compte, de l'ouest à l'est, de 0 à 180°, ou de 0 à 360°.

+ Angle de position, triangle de position. On appelle angle de position d'un astre l'angle formé à son centre par ses cercles de latitude et de déclinaison, on encore l'angle qui a pour sommet le centre de cet astre dans le triangle de position, ce triangle ayant lui-même ses trois sommets déterminés par l'astre, le pôle et le zénith du lieu d'observation.

Les régions les plus éloignées du plan galactique sont celles où la poussière interstellaire représente une gêne moindre pour l'observation. Aussi, c'est dans les directions proches des pôles galactiques (latitudes + ou - 90°) que l'on peut observer le plus facilement l'univers lointain. C'est par exemple dans des directions proches du pôle galactique nord, situé dans la constellation de la Chevelure de Bérénice que l'on peut observer divers amas de galaxies (Les grandes structures) tels que ceux de Coma (Chevelure de Bérénice) et de Virgo (Vierge). Le champ profond (nord) de Hubble, qui donne une vision de quelques uns des objets les plus lointains que l'on connaisse,  se situe également dans une direction proche, dans la constellation de la Grande Ourse. Pour sa part, le pôle galactique sud, situé dans la constellation du Sculpteur (non loin de l'amas globulaire NGC 288), donne accès dans son voisinage à certains autres champs riches en galaxies, à commencer par l'amas du Sculpteur.

Les repérages locaux

Nombre de techniques importantes ont d'ailleurs été élaborées dans le passé par les astronomes pour mettre à profit ce constat : déterminations des longitudes terrestres par l'observation de divers phénomènes (éclipses, occultations de satellites), détermination de parallaxes de divers corps du Système solaire (observations des passages de Vénus devant le disque solaire, notamment). 

L'horizon.
L'horizon est le grand cercle imaginaire qui semble séparer le ciel de la Terre pour un observateur placé en un lieu donné. Il dépend donc de la position de l'observateur à la surface du globe. En astronomie, on considère l'horizon géométrique, perpendiculaire à la verticale du lieu. Il partage la sphère céleste en deux hémisphères : l'hémisphère visible, situé au-dessus de l'horizon, et l'hémisphère invisible, situé au-dessous. Les points cardinaux Est, Ouest, Nord et Sud sont définis sur ce cercle et servent à repérer la direction des astres.

La verticale.
La verticale du lieu est la droite imaginaire passant par l'observateur et dirigée suivant la pesanteur terrestre. Elle est matérialisée par le fil à plomb et relie le zénith, situé exactement au-dessus de l'observateur, au nadir, situé à l'opposé, sous ses pieds. Cette direction est perpendiculaire au plan de l'horizon. La verticale constitue une référence essentielle pour mesurer la hauteur d'un astre au-dessus de l'horizon et pour définir les différents cercles verticaux de la sphère céleste. 

Le méridien.
Le méridien du lieu est le grand cercle de la sphère céleste qui passe par les pôles célestes ainsi que par le zénith de l'observateur. Il coupe l'horizon en deux points particuliers : le Nord et le Sud. Ce cercle partage le ciel en une partie orientale et une partie occidentale. Lorsqu'un astre traverse le méridien, il atteint généralement sa plus grande hauteur au-dessus de l'horizon : ce moment est appelé le passage au méridien ou culmination. Le méridien joue un rôle fondamental dans la détermination du temps local et dans le repérage précis de la position des astres.

Les systèmes de coordonnées.
Les coordonnées horizontales.
Le système de coordonnées horizontales est un système de repérage local qui permet de déterminer la position d'un astre par rapport à l'observateur et à son horizon. Il utilise comme plan de référence l'horizon du lieu et comme axe principal la verticale passant par l'observateur. La position d'un astre est définie par deux coordonnées :l'azimut et la hauteur. 

• L'azimut est l'angle mesuré sur l'horizon entre une direction de référence, généralement le Nord, et la verticale de l'astre, dans le sens des aiguilles d'une montre jusqu'à 360°. 

• La hauteur est l'angle formé entre l'astre et le plan de l'horizon; elle varie de 0° sur l'horizon à +90° au zénith, et devient négative pour les astres situés sous l'horizon.

Les coordonnées horaires.
Le système de coordonnées horaires est un système de repérage fondé sur le plan de l'équateur céleste et sur le méridien du lieu. Il permet de localiser un astre à l'aide de deux coordonnées : la déclinaison et l'angle horaire. 

• La déclinaison est la distance angulaire de l'astre à l'équateur céleste, comptée positivement vers le pôle céleste Nord et négativement vers le pôle céleste Sud; elle varie de −90° à +90°. 

• L'angle horaire est l'angle mesuré sur l'équateur céleste entre le méridien du lieu et le cercle horaire passant par l'astre, généralement dans le sens du mouvement apparent des astres, de 0° à 360° ou de 0 h à 24 h. 

En librairie. - Gianni Pascoli, Astronomie fondamentale, astronomie de position et mécanique céleste, Dunod, 2000. - André Caillemer et Catherine Le Cocq, Astronomie de position, géodésie, Technip, 1983.