国际天球参考架（ICRS）是国际天文联合会（IAU）采用的天球参考系统标准，是通过一套河外射电源的位置来实现的，它基于运动学的概念。它的原点是太阳系的质心，轴的指向在太空中是固定的。

1997年在日本京都召开的IAU第23届大会上通过了IAU参考架工作组(WGRF)提出的由608颗河外射电源实现的国际天球参考系(ICRS)作为IAU的CCRS，并决定自1998年1月1日起在天文研究、空间探测和地球动力学等领域应用(IAU，1998)。

ICRS的原点为太阳系质心，基本平面靠近J2000.0平赤道，ICRS的极点与J2000.0平极的距离小于20mas，ICRS的赤经原点和J2000.0动力学分点相距约78mas，这些值都在FK5的误差范围内，因此可以说，ICRS与恒星参考系是一致的，也是连续的。在ICRS中J2000.0的平极和分点的不确定性分别为0.1mas和10mas。如图1给出ICRS的极和赤经原点，还给出FK5极和赤经原点的不确定性范围。FK5极的不确定性为50mas，FK5赤经原点的不确定性为80 mas。ICRS的赤经原点是根据三本射电源表中的23颗河外射电源的J2000.0的赤经平均值来确定，这三本射电源表都采用类星体3C273B在FK5星表中的赤经值来确定它们的赤经原点。

IAU参考架工作组利用1995年7月前的全球VLBI观测资料采用一定方法进行平差，求解得到一本射电源表，然而通过与IERS的1995年综合射电源表进行比较，最终得到国际天球参考架(ICRF)，它包括608颗河外射电源的位置，其中定义源212颗，候选源294颗，其他源102颗。源坐标的精度平均为0.25 mas。射电源的选择采用了以下几个准则：源的位置精度好于1 mas；观测次数在20次以上；几次试算中坐标差小于3σ或0.5 mas；源结构的变化和视运动很小。IERS用数学模型维持ICRF的稳定性，主要包括局部形变(或称局部系统差)的消除和指向的维持。ICRF既不依赖地球自转，也不依赖黄道，它仅仅受观测影响。

国际天球参考系被认为是无旋转的，但已发现所选择的某些致密河外源在精细结构上仍为展源，并且源结构在毫角秒尺度上存在变化，因此需要对这些源的结构不断进行监测。推算源结构对时延的影响，然后根据其影响给出源的结构指数。通过在时延中加上源结构变化改正，并考虑宇宙物质分布变化引起的射电源“视自行”，河外射电参考架的稳定性可达微角秒量级。

从1988年，IERS每年根据各分析中心提供的射电源表，通过数学方法进行综合，给出一本综合射电源表，用以定义和实现天球参考架，并维持天球参考架的稳定，自1993年以来指向精度稳定在几十μas量级。

1989年8月欧洲空间局发射依巴谷卫星。依巴谷卫星的主要成果是依巴谷星表和第谷星表。依巴谷星表于1997年正式发表，它给出了近12万颗恒星的位置、自行和视差。极限星等为12.4等。对亮于9等的恒星，在星表历元(J1991.25)时的位置、自行和视差的精度为0.7～0.9 mas。依巴谷星表提供一个比FK5星表更为精确、密度更高的参考架，它具有更好的均匀性和内部一致性。依巴谷星表是ICRS在光学波段的实现，从1998年起，它取代了沿用了十余年的FK5星表，成为光学波段最精确的参考架。它为测定恒星的距离、恒星结构及演化、星系结构、星系动力学和运动学的研究提供了宝贵的科学资料。随着观测精度的提高，在21世纪初第二颗天体测量卫星发射后，将提供微角秒量级的光学参考架，以满足天文、测地和空间研究等方面的需要。

依巴谷星表和国际天球参考架的联系可通过下列方法实现：用VLBI或VLA观测射电星；用CCD和哈勃空间望远镜(HST)观测类星体相对于依巴谷星的位置；用照相观测确定恒星相对于河外天体的绝对自行；比较用VLBI和地面光学仪器观测依巴谷星所得到的地球定向参数(EOP)。