Come le coordinate altazimutali e le coordinate eclittiche, anche le coordinate equatoriali costituiscono un sistema di riferimento sferico ortogonale, nel quale cioè le due serie di cerchi assunti per fissare la posizione di un punto sulla sfera celeste s'intersecano a angoli retti.

Al pari delle coordinate eclittiche, le coordinate equatoriali sono costruite in base a riferimenti celesti e sono perciò, in prima approssimazione, solidali con le stelle fisse. Questo implica che i due angoli usati per individuare un astro: l'ascensione retta e la declinazione, sono gli stessi per qualunque osservatore terrestre.

Fra i tre sistemi di riferimento tradizionali, le coordinate equatoriali si sono affermate per ultime. Claudio Tolomeo (II secolo d.C.) affiancò al "sistema della sfera obliqua", proprio delle coordinate eclittiche, quello della "sfera retta", proprio delle coordinate equatoriali; ma la maggiore utilità di queste ultime nel rilevamento celeste fu difesa solo da Reiner Gemma Frisius (1508-1555) nel 1534. Le semplificazioni che le coordinate equatoriali inducevano negli strumenti di rilevamento e le maggiori conoscenze matematiche che agevolavano la trasformazione delle coordinate da un'epoca all'altra, convinsero il grande astronomo danese Tycho Brahe (1546-1601) a farne largo uso nelle osservazioni. Da allora le coordinate equatoriali godono della massima diffusione.

Il principale cerchio massimo di riferimento delle coordinate equatoriali è l'equatore celeste, che dà loro il nome. Esso è anche chiamato circolo equinoziale, o più sinteticamente equinoziale, perché su di esso giacciono i due punti diametralmente opposti degli equinozi.

Nell'astronomia geocentrica l'equatore celeste era definito come il luogo dei punti della sfera celeste equidistanti dai poli celesti. Solo nell'attuale contesto eliocentrico esso rappresenta la proiezione sulla sfera celeste dell'equatore terrestre.

Il principale asse di riferimento usato nelle coordinate equatoriali è la retta passante per l'osservatore e perpendicolare al piano dell'equatore celeste. Esso è detto asse polare o asse dei cieli perché interseca la sfera celeste in due punti: il polo nord celeste e il polo sud celeste.

Mentre nell'odierno contesto eliocentrico l'asse polare non è altro che una retta immaginaria parallela all'asse di rotazione terrestre, nell'astronomia geocentrica esso era invece una realtà oggettiva. I poli celesti erano i perni immobili del cielo attorno ai quali le sfere cristalline dei pianeti e delle stelle fisse compivano un'intera rotazione in circa 24 ore.

Ciascuno dei cerchi tracciabili sulla sfera celeste parallelamente all'equatore celeste prende il nome di parallelo di declinazione, dal nome della coordinata – la declinazione – che ne individua la distanza dall'equatore stesso. Questi cerchi costituiscono nell'insieme i paralleli della sfera celeste secondo il sistema di riferimento delle coordinate equatoriali.

Ciascun cerchio massimo che passa attraverso il poli celesti prende il nome di Circolo orario. Nell'insieme i circoli orari costituiscono i meridiani della sfera celeste secondo il sistema di riferimento delle coordinate equatoriali.

La loro denominazione nasce da una pratica relazione matematica. Poiché la sfera celeste e le stelle appaiono compiere uniformemente un giro da est a ovest in circa 24 ore, l'angolo di separazione fra due cerchi orari, misurato sull'equatore celeste e compreso fra 0° e 360°, può essere messo in relazione a un tempo "stellare", ovvero "siderale", compreso fra 0 e 24 ore. La misura dell'angolo fra due cerchi orari permette perciò di conoscere quanto tempo siderale trascorrerà prima che la rotazione della sfera celeste trascini il circolo orario situato più a est fino alla posizione inizialmente occupata dal circolo orario collocato più a ovest.

La prima delle due coordinate equatoriali prende il nome di ascensione retta (dalla contrazione medievale della locuzione ascensione nella sfera retta). È l'angolo computato da ovest verso est lungo l'equatore celeste a partire dall'equinozio primaverile fino all'intersezione del cerchio orario dell'astro con l'equatore celeste stesso.

Fino al XVII secolo si era soliti misurare l'ascensione retta in gradi (da 0° a 360°) e loro frazioni. In seguito è emerso l'uso di adottare una misura in ore, minuti e secondi. Occorre infatti tenere presente che, se la sfera celeste appare compiere uniformemente un giro intorno ai poli celesti in circa 24 ore, essa ruoterà di circa 1° ogni 4 minuti. La differenza di ascensione retta fra due astri definisce perciò sia la distanza angolare fra i due astri rispetto all'equatore celeste, sia il tempo siderale che intercorre fra il presentarsi al meridiano locale del primo e del secondo astro.

La seconda delle due coordinate equatoriali prende il nome di declinazione e corrisponde all'angolo sotteso dall'arco di cerchio orario che separa l'astro dall'equatore celeste. La declinazione è misurata fra 0° e 90° e i valori minimo e massimo sono toccati rispettivamente sull'equatore celeste e sul polo celeste. In più la declinazione è positiva o negativa (nord o sud) a seconda che l'astro si trovi nell'emisfero boreale o nell'emisfero australe della sfera celeste.

È necessario non confondere la declinazione astronomica con la declinazione magnetica, che nella bussola corrisponde all'angolo, variabile da luogo a luogo, compreso fra la direzione del polo magnetico e quella del polo geografico.