Økes rektascensjonen til et objekt med 360°, kommer man frem til koordinaten for samme objekt. Men i stedet for å angi den i slikegrader, er det mer vanlig å oppgi den i tidsenheter hvor 1 time (t) = 60 minutt = 60×60 sekund. Dette er nåsideriske tidsenheter hvor 360° tilsvarer 24t.
På grunn avpresesjon av jevndøgnspunktet, vil rektascensjonen til en stjerne langsomt forandre seg med tiden. Oppgitte verdier må derfor refereres til en bestemt astronomiskepoke. I dag befinner vi oss iJ2000.0 hvor for eksempel stjernenSirius har rektascensjonenα = 06t 45m 09s.
Ordet kommer fralatinrecta ascension som viser til at objekter på himmelhvelvingen stigervinkelrett opp over horisonten når de observeres ved Jordensekvator.
Ved bruk av rektascensjonenα ogdeklinasjonenδ kan posisjonen til hvert punkt påhimmelhvelvingen entydig bestemmes uavhengig av hvor observatøren befinner seg. Det skyldes at disse to de ekvatorielle koordinatene (α,δ) er uavhengig av Jordens rotasjon om sin egen akse.[1]
Men samtidig er rektascensjonen definert på en slik måte at hver observatør med letthet kan lokalisere objektet på himmelhvelvingen ved å kjenne sin egen,sideriske tid. Denne er definert å være null nårvårjevndøgnspunktet ♈︎ passerer observatørensmeridianen. Punktet sies da åkulminere. Da dette beveger seg 360° i løpet av 24t, vil det bevege seg 15° i løpet av en siderisk time. Siden vårjevndøgnspunktet kulminerer når den sideriske tiden er null, vil en stjerne som kulminerer for eksempel tre sideriske timer senere, ha rektascensjonRA = 3t. Det betyr også at observatøren alltid kan bestemme sin egen sideriske tid som vil være lik med rektascensjonen til den eller de stjernene som akkurat da passerer hans lokale meridian.[2]
Stjerner som skal være synlige om natten, må være lengst mulig borte fra Solen. Rundt den 21. mars vil den være i nærheten av vårjevndøgnspunktet slik at stjerner med rektascensjon omkringRA =12t vil være godt synlige. Omvendt vil stjerner med rektascensjon i nærheten av 0t være lengst synlige om natten omkringhøstjevndøgn den 21. september.
Observasjon av stjerner gjøres vanligvis ved bruk avteleskop som er konstruert medekvatorialmontering. Det har da en av sine to rotasjonsakser parallell med Jordens rotasjonsakse. Hvis teleskopet da blir urverksdreiet om denne aksen med samme hastighet som Jordens omdreining om sin akse, kan man stille det inn på en stjerne med ekvatorielle koordinater (α,δ) og teleskopet vil dermed forbli orientert mot det samme objektet mens tiden går.
På grunn avpresesjon av jevndøgnspunktene, vil rektascensjonen til alle stjerner forandres litt med tiden. Oppgitte verdier må derfor refereres til en astronomiskepoke. I dag benyttes standardenJ2000.0 som kom i bruk rundt år 2000, mens den tidligere kalles B1950.0.
Størrelsen av denne effekten varierer med posisjonen på himmelhvelvingen. Vårjevndøgnspunktet ♈︎ flytter seg med 50buesekund i vestlig retning hvert år langsekliptikken. Da 1° tilsvarer 4 minutt i tid, vil dette resultere i en økning på 3.1 sekund per år for stjerner nær dette punktet.[2]
For andre stjerner må effekten beregnes ved bruk av transformasjonen mellom ekliptiske og ekvatorielle koordinater. Den øker for stjerner som ligger lenger unna himmelekvator i deklinasjon.
I de første katalogene over stjerner som ble nedskrevet avHipparkhos ogPtolemaios for omtrent to tusen år siden, ble det benyttetekliptiske koordinater (λ,β). Dette forble vanlig helt frem tilTycho Brahe på slutten av 1500-tallet. Han gjorde sine observasjoner ved bruk av ekvatorielle koordinater, men regnet dem om til ekliptiske koordinater i sine publiserte tabeller. Men da hans assistentJohannes Kepler publiserte de såkalteRudolfinske tabeller i 1627 basert på Brahes observasjoner, ble stjernenes posisjoner angitt i ekvatorielle koordinater. Siden har dette stort sett vært standard praksis.[3]
