角座標は度で，距離は天文単位で保存される：

現行日を仮定して，天球上の角度位置をCIRS (天文中間座標系）で指定する：

天文実体のリストの位置を求める：

QuantityArrayオブジェクトを使って座標を与える：

宇宙空間で名前付きの向きを指定する：

AstroPositionは，デフォルトで，- 平面がユーザ位置で地球と接している水平座標を使う：

空間軸が銀河平面に沿って方向付けられ太陽系の重心が中心になっている銀河座標を使う：

空間軸がICRS（国際天文準拠系）に沿って方向付けられ地理的中心を中心とする，地心準拠系(GCRS)を使う：

指定された時代の平均赤道平均分点(MEME)座標を使う：

国際天文準拠系(ICRS)に非常に近い，J2000の平均赤道平均分点座標系であるJ2000座標系を使う：

B1950平均赤道平均分点座標系であるB1950座標系を使う：

指定された時代のTETE（真の赤道，真の分点）座標系を使う：

指定された時代の平均黄道座標系を使う：

指定された時代の真の黄道座標系を使う：

CIRS（天文中間座標系）を使う：

TIRS（地球中間座標系）を使う：

ITRS （国際地球基準座標系）を使う：

指定された地理位置および日付の水平座標系を使う：

観測日をDateObject式で指定する：

日付は任意の時刻系で取得され，"TT"時刻系に変換される：

日付文字列は現地時刻帯（デフォルト世界協定時）のものであると解釈され，時刻帯0の"TT"に変換される：

特に重要な日付の中には名前付き文字列として与えられるものがある：

水平座標の - 平面が地表に接する地理位置を指定する：

本日ユーザ位置からその日のMEME座標系を使って織女星を観測する：

同じ日に同じ場所から，歳差運動のために今日のそれとは異なる100年前のMEME座標系を使って同じ観測を行う：

太陽系の主太陽系準拠系(BCRS)による今この瞬間の火星の位置：

この瞬間に地球の中心に到達した光が放出されたときの火星の位置：

差は数十角秒ほどである：

この瞬間に地球の中心から放出された光を受信するときの火星の位置：

差はほぼ同じである：

Eddingtonはこの星を1919年5月29日の日食時に観測した：

太陽と月は基本的に同じ位置にあった：

次は，光の偏向を含む観測位置である：

次は光の偏向がなかった場合の位置である：

差はおよそ1角秒である：

Shapiro効果は太陽のような大質量物体の近くを通過する光線の光伝搬にわずかな遅延を導入し，位置にも影響する：

差は非常に小さくマイクロアーク秒ほどである：

観測位置は，例えば太陽の周りの地球の軌道運動のような観測者の動きによって変化する：

次は現在の北極星の観測位置である：

次は，収差補正をしなかった場合の位置である：

6ヶ月後の収差補正の符号は逆になる：

地球の瞬間回転軸は地球の地理的極軸の周りで揺れ，"ITRS"座標系と"Horizon"座標系についてオブジェクトの位置に若干の補正を導入する：

角度差はGeoOrientationDataから得ることができる：

デフォルトで，"ITRS"座標系と"Horizon"座標系は極運動の測定された値を使う：

次は，極運動を無視した場合のシリウスの位置である：

極運動として自分自身の値を指定する：

指定の日付の日没時刻を計算する：

それは，太陽の上の縁が下降する途中で地平線に触れる瞬間であり，その時点で太陽の中心はすでに負の高度になっている：

デフォルトで，地球についての"Horizon"計算は屈折モデルを使う．これがないと，その時点における太陽の位置になってしまうだろう：

差は標準的な大気条件ではおよそ36（角度）分である．圧力，温度，相対湿度，光の波長として自分自身の条件を指定する：

座標は，デフォルトで，経緯度ペアの球形で与えられる：

デカルト座標に変換しても同じ赤道座標系である：

円筒座標に変換する：

与えられた地図投影で表現する：

月の天体水平座標を計算する：

SEUデカルト座標を計算する：

異なる向きでデカルト座標を使う：

時角で円筒座標を使う：

AstroPositionオブジェクトから特性を抽出する：

座標特性を抽出する：

角は角度の数として与えられる：

座標系からの距離は天文単位で与えられる：

座標系の特性を抽出する：

観測日：

観測場所と座標系の原点：

使用されている座標系または図法を抽出する：