Ekliptyczny- jest ukł niezależnym od chwilowego położenia obserwatora. Podstawowymi płaszczyznami tego ukł są: ekliptyka i kolo wrębne. Położenie gwiazdy określają następujace współrzędne:-l- jest kątem dwuściennym pomiędzy płaszczyznami dwóch kół wielkich prostopadłych do płaszczyzny ekliptyki, z których jedno przechodzi przez punkt Barana, a drugie przez interesujący nas punkt na sferze niebieskiej. ,dł ekliptyczna wzrastajaca z kierunku z zachodu na wschód od 0 w pkcie Barana do 360.-b-kąt zawarty między płaszczyzną ekliptyki a kierunkiem do danego ciała niebieskiego, szerokośc ekliptyczna- osiąga +90 w północnym biegunie ekliptyki i -90 w południowym biegunie ekliptyki. Równikowy godzinny- jest układem pośrednim łaczącym ukł horyzontalny z ukł. Równikowym ekwinokcjalnym w którym wyrazone są współ katalogowe gwiazd. Płaszczyznami głównymi w tym ukł są: płaszczyzna równika niebieskiego i płaszczyzna południka miejscowego.Deklinacja δ- to odległośc kątowa od gwiazdy. Kąt godzinny t- kąt zawarty między południkiem miejscowym a południkiem danej gwiazdy mierzony wzdłuż równika począwszy od południowej części południka miejscowego zgodnie z ruchem wskazówek zegara od 0^h do 24^h.Wartość kąta godzinnego t wzrasta proporcjonalnie do upływu czasu zgodnie z pozornym ruchem gwiazdy po równoleżniku niebieskim. Zmiana tego kąta o 360^o(24^h) odpowiada jednemu obrotowi ziemi dokoła swojej osi i stanowi jednostkę czasu zwaną dobą gwiazdową. Kąt godzinny zależy również od miejsca położenia obserwatora na ziemi. Położenie ciała niebieskiego w tym ukł wyraża się przez podaie oprócz współrzędnych t i δ również momentu obserwacji T oraz współ geograficznych φ, λ obserwatora: (t,δ)φλT.H: Ukł ten jest chwilowym ukł.lokalnym. W celu ścisłego zdefiniowania położenia gwiazdy należy podać oprócz A_N i h współrzędne geograficzne (φ, λ) obserwatora oraz moment obserwacji T..Przedłużając oś obrotu teodolitu która jest ściśle styczna do linii pionu w pkcie obserwacji to z przecięcia się ze sferą niebieską otrzymamy dwa pkty: Z-zenit, Nd-nadir. Koło wielkie utworzone w przecięciu się płaszczyzny horyzontu ze sferą niebieską nazywamy horyzontem obserwatora. W wyniku przecięcia osi obrotu Ziemii ze sferą niebieską otrzymamy bieguny światła: północy-P, południowy P'. Linie łączącą bieguny światła nazywamy osią światła.Koło wielkie przechodzące przez zenit i nadir nazywamy wertykałami.Koło wielkie przechodzące przez zenit i nadir oraz przez bieguny światła nazywamy południkiem miejscowym.

Równikowy ekwinekcjalny- przedstawia położenie gwiazd w jednolitym ukł dla całej Ziemi i nie jest zależny od czasu obserwacji. W wyniku przecięcia się równika ziemskiego ze sferą niebieską powstaje równik niebieski.Koło wielkie poprowadzone przez bieguny światła i gwiazdę nazywamy południkiem danej gwiazdy.Pozorny roczny ruch słońca na sferze niebieskiej tworzy ekliptykę. Na pozorny ruch słońca ma wpływ zjawisko ruchu obrotowego ziemi wokół słońca po orbicie ekliptycznej czyli ekliptykę możemy nazwać również koło wielkie powstałe w wyniku przecięcia płaszczyzny orbity ziemi ze sferą niebieską. Kąt nachylenia płaszczyzny ekliptyki względem płaszczyzny równika w przybliżeniu wynosi 23,5. Odległość kątową gwiazdy od równika nazywamy deklinacją gwiazdy δ (-90^o< δ <90^o). Deklinacja gwiazdy nie jest zależna od ruchu obrotowego gwiazdy. Gwiazda w swym pozornym ruchu dobowym przesuwa się po równoleżniku niebieskim. W celu wyznaczenia drugiej współrzędnej przyjęto punkt odniesienia γ (Gamma) którym jest jeden z dwóch punktów przecięcia się ekliptyki z równikiem niebieskim. Punkt ten nosi nazwy: pkt równonocy wiosennej, pkt Barana lub ekwinokcjum. Kąt zawarty między południkiem pktu Barana, a pędnikiem gwiazdy nazywany jest rektascensją Alfa. Rektascensję liczymy po równiku w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i wyrażamy w jednostkach czasu ( od 0 do 24). Rektascensja wzrasta w kierunku zachodu na wschód. Do przeliczenia wielkości rektascensji z jednostek czasu na stopnie korzystamy z następującej zależności : α^o=(360^o/24^h)* α^h. Horyzontalny: realizowany jest przez dobrze spoziomowany teodolit.Azymutem gwiazdy A_N nazywamy kąt dwuścienny zawarty między północną częścią południka miejscowego, a płaszczyzną wertykału danej gwiazdy.Wysokością gwiazdy h-nazywamy kąt jaki tworzy kierunek do danej gwiazdy z płaszczyzną horyzontu(-90^o<h<+90^o). W astronomi sferycznej częściej stosuje się dopełnienie wysokości gwiazdy do 90^o, współ. ta nosi nazwę odległości zenitalnej (0^o<Z<180^o) liczonej od zenitu do nadiru wzdłuż południka miejscowego : Z=90^o-h.

Ukł ten jest chwilowym ukł.lokalnym. W celu ścisłego zdefiniowania położenia gwiazdy należy podać oprócz A_N i h współrzędne geograficzne (φ, λ) obserwatora oraz moment obserwacji T..Przedłużając oś obrotu teodolitu która jest ściśle styczna do linii pionu w pkcie obserwacji to z przecięcia się ze sferą niebieską otrzymamy dwa pkty: Z-zenit, Nd-nadir. Koło wielkie utworzone w przecięciu się płaszczyzny horyzontu ze sferą niebieską nazywamy horyzontem obserwatora. W wyniku przecięcia osi obrotu Ziemii ze sferą niebieską otrzymamy bieguny światła: północy-P, południowy P'. Linie łączącą bieguny światła nazywamy osią światła.Koło wielkie przechodzące przez zenit i nadir nazywamy wertykałami.Koło wielkie przechodzące przez zenit i nadir oraz przez bieguny światła nazywamy południkiem miejscowym.

---