Horizontalkoordinaten
Den Großkreis des Horizont erhält man durch das Ausschneiden der Horizontalebene aus der Himmelskugel. Die Höhe (h) eines Sterns wird vom Horizont ausgehend gemessen. Dabei haben Sterne im Horizont die Höhe von 0°. Die sich auf der Horizontalebene befindliche Senkrechte durchstößt die Himmelskugel im Zenit und im Nadir. Die Zenithöhe ist 90° und die Höhe des Nadir beträgt -90°. Daraus ergibt sich, daß Sterne unter dem Horizont stets einen negativen Höhenwinkel aufweisen. Sie sind unsichtbar. Im horizontalen Koordinatensystem kann man statt der Höhe auch die Zenitdistanz (z) verwenden. Die Formel zur Berechnung der Zenitdistanz lautet: z=90-h. Ein Himmelsobjekt im Horizont hat als eine Zenitdistanz von 90°. Die Zenitdistanz des Nadir ist 180°. Daraus folgt, daß Gestirne mit einer höheren Zenitdistanz als 90° unterhalb des Horizont stehen und damit unsichtbar sind. Für einen Beobachter, der sich direkt am Nord- oder Südpol aufhält ändert sich die Höhe des Gestirns im Tageslauf nicht. Bei jeder anderen Position des Beobachters ändert sich die Höhe eines Sterns im Tageslauf ständig. Wenn man nun alle Punkte der Himmelskugel miteinander verbindet, in denen die Himmelsobjekte ihren höchsten Punkt erreichen, erhält man als Ergebnis den Meridian. Er steht senkrecht auf dem Horizont und geht durch Zenit und Nadir wobei er den Horizont im Süd- und Nordpunkt schneidet. Den Südpunkt benutzt man als Nullpunkt der zweiten Koordinate, die in der Ebene des Horizont gemessen wird. Sie heißt Azimut (A). Der Horizont weist vier Kardinalpunkte auf, nämlich Nord, Ost, Süd und West. In der Astronomie wird das Azimut vom Südpunkt ausgehend in Richtung West gezählt. Ein Stern im Südpunkt hat also einen Azimut von 0°, ein Gestirn im Westen hat 90°, ein Himmelsobjekt im Norden hat 180° und ein solches im Osten hat 270°. In der Navigation ist das Azimut gegenüber der astronomischen Zählweise um 180° verschoben, weil es vom Nordpunkt über Osten gezählt wird. Daraus folgt: Nord = 0°, Ost = 90°, Süd = 180° und West = 270°. Zusammenfassend ergibt sich also, daß der Ort eines Gestirns im horizontalen Koordinatensystem durch die Winkel Höhe oder Zenitdistanz und Azimut angegeben wird. Höhe und Azimut eines Himmelsobjekts hängen von der geographischen Breite und Länge des Beobachters und von der Beobachtungszeit ab. Beide Winkel ändern sich außerdem permanent durch die tägliche Drehung des Himmels. Damit erweist sich dieses System als nicht geeignet für die Einstellung eines Teleskop oder die Angabe von Positionen der Himmelsobjekte in Atlanten, Katalogen oder Jahrbüchern. Für diese Zwecke sind die Äquatorialkoordinanten wesentlich besser geeignet.

   Ekliptikalkoordinaten
Den Großkreis der Ekliptik erhält man durch das Ausschneiden der Erdbahnebene aus der Himmelskugel. Die Erdbahnebene ist die durch den Umlauf der Erde um die Sonne aufgespannte Ebene. Da unsere Sonne  entlang der Ekliptik läuft nennt man sie auch scheinbare Sonnenbahn. Damit ist sie ein Spiegelbild des Erdumlaufes. Die Sternbilder, durch die die Ekliptik hindurchzieht, bilden in ihrer Gesamtheit den Tierkreis, der auch Zodiac genannt wird. Die Ekliptik ist zum Himmelsäquator geneigt. Die Neigung beträgt rund 23,45° und wird Schiefe der Ekliptik genannt. Daraus folgt, daß auch die Senkrechte der Erdbahnebene zur Erdachse um den gleichen Betrag geneigt ist. Die Ekliptikalachse (Senkrechte auf der Erdbahnebene) durchstößt die Himmelskugel sowohl im Ekliptiknordpol (ENP) als auch im Ekliptiksüdpol (ESP). Selbstverständlich hat auch das ekliptikale Koordinatensystem zwei Koordinaten, nämlich die Koordinate der ekliptikalen Breite (β) und die der ekliptikalen Länge (λ). Die Breite wird ausgehend von der Ekliptik positiv nach Norden und negativ nach Süden gezählt. Daraus ergibt sich, daß ein Himmelsobjekt in der Ekliptik eine ekliptikale Breite von β=0° aufweist, der Ekliptiknordpol eine Breite von β=90° hat und der Ekliptiksüdpol eine Breite von β=-90° hat. In der Ebene der Ekliptik mißt man die ekliptikale Länge. Der Frühlinkspunkt bildet den Nullpunkt in diesen System und die ekliptikalen Längen werden vom Frühlingspunkt ausgehend nach Osten gezählt. Der Frühlingsspunkt hat eine Länge von =0°, der Herbstpunkt hat dementsprechend also=180°, Die Präzession lässt diesen Nullpunkt mit der Zeit langsam wandern. Bleibt die Frage zu klären, wozu der Astronom dieses System der ekliptikalen Koordinaten nutzt. Die Anwort ist schnell gegeben. Das ekliptikale Koordinatensystem wird immer dann benutzt, wenn man die Bewegungsabläufe von Körpern innerhalb des Sonnensystems beschreiben will. Dazu zählen insbesondere die Umlaufbahnen der Körper des Sonnensystems. Letztlich bleibt noch anzumerken, daß die ekliptikalen Koordinaten Länge (λ) und Breite (β) in die äquatorialen Koordinaten Rektaszension (α) und Deklination (δ) mittels der sphärischer Trigonometrie umgerechnet werden können.

   Galaktische Koordinaten
Die galaktischen Koordinaten beziehen sich auf die Hauptebene unseres Milchstraßensystems. Den galaktischen Äquator erhält man durch das Ausschneiden der Milchstraßenhauptebene aus der Himmelskugel. Der galaktische Äquator ist zum Himmelsäquator um 62°36,0’ geneigt. Die Senkrechte auf der galaktischen Hauptebene durchstößt die Himmelskugel sowohl im galaktischen Nordpol als auch im galaktischen Südpol. Die erste Koordinate in diesem System gibt an, wie weit ein Himmelsobjekt vom galaktischen Äquator entfernt ist und heißt galaktische Breite (b). Ein Gestirn direkt auf dem galaktischen Äquator weist eine galaktische Breits von b=0 auf, der galaktische Nordpol hat die Breite b=90° und der galaktische Südpol hat eine Breite von b=-90°. Wissenswert ist noch, daß der galaktische Nordpol im Sternbild Haar der Berenike liegt. Die zweite Koordinate des galaktischen Koordinatensystems ist die galaktische Länge (l), und wird in der Ebene des galaktischen Äquator gezählt. Der Nullpunkt der galaktischen Länge wird durch die Richtung zum galaktischen Zentrum, dem Mittelpunkt unserer Milchstraße (Galaxis), am galaktischen Äquator festgelegt. Er liegt im Sternbild Schütze. Dieses Koordinatensystem wird hauptsächlich für Untersuchungen verwendet, bei denen die Raumverteilung von Objekten, beispielsweise offene Sternhaufen oder Galaxien, in unserer Milchstraße von Bedeutung ist. Karten der Radioemission des Wasserstoffgases in der Galaxis benutzen ebenfalls die galaktischen Koordinaten. Auch die Verteilung extragalaktischer Objekte, also solcher, die sich außerhalb unseres Milchstraßensystem befinden, benutzen die galaktischen Koordinaten.

Das Bild stellt die Ansicht des galaktischen Zentrums dar und ist eine Infrarotaufnahme des Spitzer Space Telescope. Es zeigt das Zentrum unserer Galaxis, der Milchstraße. Die Sterne sind im sichtbaren Wellenbereich des Lichtes nicht zu erkennen, weil uns verschiedene vorgelagerte und dichte Staubwolken den Blick auf das Milchstraßenzentrum versperren. Die Aufnahme gibt alte (kühle) Sterne in blauer Farbe wieder, während die von jungen (heißen) Sternen aufgeheizten Staubwolken rötlich erscheinen. Der hellste weiße Fleck in der Bildmitte ist das galaktische Zentrum unserer Milchstraße, in dem sich ein massereiches Schwarzes Loch befindet. Das Bild erfaßt einen Ausschnitt von 890 mal 640 Lichtjahren.  -  Bild (c) NASAQuellenangabe: Astrowissen - Lexikon der Astronomie - Redsshift