L'idea di registrare la posizione di un astro mediante due coordinate, sul modello della longitudine e della latitudine terrestri, diede origine a tre principali sistemi di riferimento ortogonale.

A Tycho Brahe si deve la diffusione delle odierne coordinate equatoriali. Per definirle occorre stabilire rispetto alle stelle le posizioni dei poli celesti, dell'equatore celeste e, su quest'ultimo, dell'equinozio di primavera, cioè del punto in cui il Sole si trova ogni 21 marzo. L'ascensione retta è l'angolo che separa il cerchio orario dell'astro dall'equinozio di primavera; la declinazione è invece l'angolo che separa l'astro dall'equatore celeste.

Con un ciclo di circa 26.000 anni la precessione degli equinozi fa però scorrere l'equinozio di primavera lungo l'eclittica e sposta i poli celesti fra le stelle. Il fenomeno modifica lentamente, ma in modo ancor oggi molto complicato da calcolare, entrambe le coordinate equatoriali. Claudio Tolomeo e gli astronomi antichi, sapendo già che la precessione si compie attorno ai poli dell'eclittica, preferirono usare le coordinate eclittiche. La longitudine eclittica è l'angolo che separa il meridiano eclittico dell'astro dall'equinozio di primavera; la latitudine eclittica è l'angolo che separa l'astro dall'eclittica. La precessione incrementa negli anni solo la longitudine dell'astro, cosicché l'uso delle coordinate eclittiche semplifica enormemente i calcoli necessari per aggiornare vecchi dati.

Dal IX al XVI secolo gli astronomi islamici diffusero le coordinate altazimutali, riferite all'orizzonte e allo zenit del particolare luogo d'osservazione. L'azimut è l'angolo che separa il semicerchio d'altezza dell'astro dal nord geografico; l'altezza è l'angolo che separa l'astro dall'orizzonte. Ma la rotazione apparente della sfera celeste in 24 ore cambia rapidamente la posizione in cui un astro appare rispetto all'orizzonte; pertanto un'osservazione in coordinate altazimutali dev'essere sempre accompagnata dalla registrazione fedele dell'ora in cui è stata eseguita.