Сфери́ческая астроно́мия или позиционная астрономия — раздел астрономии, изучающий способы определения положения объектов на небесной сфере при наблюдении их с Земли в определённый момент времени и в определённом месте. Сферическая астрономия использует математические методы сферической геометрии и астрометрические измерения, и тесно связана с проблемой редукции наблюдений.
Это самый древний раздел астрономии. Первые связанные с ним знания относятся ещё к Древнему миру. Наблюдение небесных тел было и остаётся важным для многих религий и астрологии, а также для измерения времени и навигации. Сферическая астрономия отчасти решает задачу, обратную задаче астрометрии: она позволяет предсказать положение небесных тел в определённую дату в определённом месте, например, рассчитывая эфемериды исходя из моделей движения Солнечной системы.
В то время как астрометрия на практике реализует измерения положений и относительных движений астрономических объектов, сферическая астрономия как более теоретическая дисциплина, тесно связанная с математикой, занимается вопросами установления небесных систем координат и систем отсчёта времени, а также переходов между ними. Фактически основной задачей сферической астрономии является редукция наблюдений, то есть вычисление координат и скоростей небесных тел в определённой системе координат на заданный момент времени, исходя из их наблюдений[1].
Основное понятие сферической астрономии — небесная сфера, то есть воображаемая сфера произвольного радиуса с центром в наблюдателе, на которую проецируются видимые положения астрономических объектов и на которой вводятся небесные системы координат, самые употребляемые из которых: горизонтальная, две экваториальные, эклиптическая и галактическая. Переходы между ними осуществляются по формулам сферической тригонометрии[1].
При наблюдениях видимые координаты небесных тел на небесной сфере, помимо собственного движения тел в пространстве, подвержены влиянию нескольких факторов: прецессии, нутации, рефракции, аберрации и параллактического смещения. Первые две причины приводят к глобальным смещениям систем небесных координат, а последние три причины, известные ещё в классической физике, а также отклонение света гравитационным полем, предсказанное релятивистской физикой (и преломление плазмой солнечного ветра, существенное для радиоволн), приводят к малым квазипериодическим изменениям видимых координат с течением времени, устранение (редукция) которых приводит координаты тел к топоцентрической системе координат, связанной с наблюдателем в момент наблюдения и направление осей которой задаётся положением наблюдателя на поверхности Земли[1].