Систе́мы небе́сных координа́т, системы координат, применяемые для описания положения светила на небесной сфере. Как правило, используют сферические системы координат, в которых положение на заданной сфере описывается двумя угловыми величинами. Если расстояния до светил известны, то применимы также декартовы системы координат, но обычно вместо расстояния указывается параллакс небесного светила. При высокоточных измерениях требуется учитывать эффекты общей теории относительности. В этом случае положение светила описывается относительно систем отсчёта, являющихся совокупностью координатных осей и шкалы времени (время рассматривается как четвёртая координата небесного тела).

В зависимости от выбора начала отсчёта различают следующие системы небесных координат: топоцентрические (наблюдатель находится на поверхности Земли), геоцентрические (наблюдатель – в центре масс Земли), барицентрические (наблюдатель – в центре масс Солнечной системы) и объектоцентрические (наблюдатель – в центре масс планеты, спутника и т. п.). Соответственно в каждой системе определяются шкалы времени, т. е. временнáя координата. Математическое определение систем небесных координат и связи между ними, а также определение шкал времени и соотношений между ними является задачей сферической астрономии. Реализация систем координат, т. е. привязка их к выбранным небесным телам, – задача астрометрии.

Для определения системы координат необходимо задать её начало (как правило, это положение наблюдателя) и направление осей. Затем выбирается основная плоскость системы, проходящая через начало координат. От основной плоскости отсчитывается одна из сферических координат (от –90° до +90°). Вторая координата отсчитывается в основной плоскости от произвольно задаваемой точки (от 0° до 360° или от 0^h до 24^h).

Системы координат, применяемые в астрономии, получили названия по основной плоскости системы: горизонтальная, экваториальная, эклиптическая и галактическая (рисунок).

Системы небесных координат: а – горизонтальная, б – экваториальная, в – эклиптическая, г – галактическая. БРЭ. Т. 22.Системы небесных координат: а – горизонтальная, б – экваториальная, в – эклиптическая, г – галактическая. БРЭ. Т. 22.

Горизонтальная система координат

Выбранным направлением в этой системе является направление отвесной линии; основная плоскость системы – плоскость математического горизонта, перпендикулярная отвесной линии. Небесными координатами светила в этой системе являются горизонтальные координаты: зенитное расстояние $z$ и азимут $A$ (рисунок, а).

Если светило находится над горизонтом, то его зенитное расстояние изменяется от 0° (светило в зените) до 90° (светило в плоскости горизонта). Если $z\!>\!90^\circ,$ то говорят, что светило находится под горизонтом; в этом случае оно, как правило, невидимо для наблюдателя. Вместо зенитного расстояния может использоваться высота небесного светила над горизонтом $h,$ связанная с зенитным расстоянием соотношением $z+h=90^\circ.$

Азимут отсчитывается от точки юга S в направлении на запад W (по часовой стрелке) или от точки севера N на восток E в интервале от 0° до 360°; также азимут может измеряться в пределах от –180° до 180°.

Экваториальная система координат

Основная плоскость данной системы – плоскость небесного экватора, перпендикулярная оси вращения Земли. Небесными координатами светила в этой системе являются экваториальные координаты: склонение $\delta$ и прямое восхождение $\alpha$ (рисунок, б).

Склонение $\delta$ отсчитывается от плоскости небесного экватора; $\delta$ положительно, если светило находится в северном полушарии небесной сферы, и отрицательно, если – в южном.

Выбор начала отсчёта прямых восхождений произволен, т. к. в плоскости небесного экватора нет никакого выделенного направления. Прямое восхождение отсчитывается от точки весеннего равноденствия ♈ против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса мира, и изменяется в пределах от 0^h до 24^h или от 0° до 360°.

В 1998 г. Международным астрономическим союзом в основу определения небесных координат светила был положен каталог внегалактических радиоисточников. За начало отсчёта прямых восхождений взята точка, близкая к динамическому равноденствию на эпоху J2000,0 (это сделано подгонкой прямого восхождения квазара 3C 273B к значению в системе фундаментального каталога FK5). При таком определении точка весеннего равноденствия уже не привязана к положению эклиптики; её стабильность в пространстве объясняется отсутствием собственного движения квазаров (из-за их удалённости).

В качестве второй координаты в этой системе может использоваться часовой угол $t,$ отсчитываемый от наивысшей точки B небесного экватора по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса мира, и изменяющийся в тех же пределах, что и прямое восхождение. Система координат, задаваемая часовым углом и склонением, является левой. Так как положение плоскости экватора меняется из-за прецессии и нутации земной оси, то для фиксирования экваториальной системы в пространстве необходимо выбрать некоторую эпоху, к которой и будут относиться экваториальные координаты. В настоящее время это эпоха J2000,0.

Эклиптическая система координат

Основными кругами в эклиптической системе координат (рисунок, в) являются эклиптика и круг широты (большой круг небесной сферы, проходящий через северный П_N и южный П_S полюсы эклиптики и светило). Небесными координатами светила в этой системе являются эклиптические координаты: эклиптическая широта $\beta$ (измеряется в пределах $–90^\circ\!\leq\beta\leq90^\circ$) и эклиптическая долгота $\lambda$ (измеряется в пределах $0^\circ\!\leq\lambda\leq360^\circ$).

Эту систему координат используют, как правило, при изучении движения тел Солнечной системы, т. к. плоскости орбит большинства тел Солнечной системы наклонены к плоскости эклиптики под малыми углами.

Галактическая система координат

Эта система координат часто используется в задачах звёздной динамики. За основную плоскость системы принята плоскость галактического диска; её положение задаётся координатами одного из полюсов Галактики. В настоящее время галактическая система координат определяется по данным, полученным космической миссией «Гиппаркос», позволившей определить астрометрические параметры 118 тыс. звёзд. Северный полюс Галактики G_N (рисунок, г) на эпоху J2000,0 имеет следующие экваториальные координаты: $\alpha\!=\!192,\!85948^\circ,$ $\delta\!=\!27,\!12825^\circ;$ диаметрально противоположная точка небесной сферы считается южным полюсом Галактики. Большой круг небесной сферы, перпендикулярный линии, соединяющей полюсы Галактики, называется галактическим экватором. Большой круг, проходящий через светило и полюсы Галактики, называется кругом галактической широты.

Небесными координатами в этой системе являются галактические координаты. Дуга круга галактической широты от экватора до светила называется галактической широтой $b$ светила. Она принимает значения в интервале $-90^\circ\!\leq b\leq90^\circ,$ будучи положительной в северном полушарии (содержащем точку G_N) и отрицательной – в Южном. Галактическая долгота $l$ ранее отсчитывалась от точки пересечения галактического и небесного экваторов ♌, прямое восхождение которой равнялось 18^h 40^m. Ныне галактическая долгота отсчитывается от направления на центр Галактики (направление х на рисунке, г), которое определяется через галактическую долготу восходящего узла галактического экватора, равную $l$_♌ = 32,93192°. Галактическая долгота отсчитывается от 0° до 360° против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса Галактики.

Объектоцентрические системы координат

Эти системы используют при проведении наблюдений с другой планеты, с борта космического аппарата или любого другого тела. Основную плоскость системы и её полюсы связывают с тем телом, с которого проводятся наблюдения. Как правило, это плоскость орбиты или плоскость экватора (перпендикулярная оси вращения тела). Система координат может также задаваться осями системы стабилизации космического аппарата. Одна из координат, например ордината, есть дуга большого круга (круга ординат), проходящего через полюсы системы и светило, от основной плоскости до светила. Вторая координата (абсцисса) – это двугранный угол между большим кругом, проходящим через полюсы системы и точку начала отсчёта абсцисс, и кругом ординат. Выбор начала отсчёта абсцисс в принципе произволен и производится с учётом удобства обработки наблюдений.