我们知道，地球不仅绕着自己的转轴旋转，还绕着太阳进行一年一次的公转。这种运动使得太阳看起来在众星之间每年绕着天球旋转一圈。我们设想自己围绕着太阳运动，并发现太阳向着反方向运动，便会看出太阳在众星之间的移动了，因为星辰到我们的距离要比太阳远得多。当然，这种运动不是一下子就能发现的，因为白天无法看见星星。不过，假如我们一直盯着西天的一颗星星，便会发现它降落的越来越早，即越来越接近太阳。准确地说，既然星辰的位置不变，那么，便是太阳向着星辰靠近。这样，地球的周年运动显而易见。

如果我们能够在白天看见星星，看见它们分布在太阳周围，这种情况会更加明显。我们会发现，如果一颗星星和太阳同时升起，在一天之内，太阳会渐渐向东移去，距离这颗星星越来越远。等到太阳快要落山时，太阳与这颗星星之间的距离大约等于太阳的直径。第二天早晨，我们发现太阳与这颗星星的距离更远了，大约是太阳直径的2倍。下图表示春分时的这种情况。这种运动一直在持续，等到太阳绕着天球运行一周，一年后会与这颗星星再次重逢。

太阳在3月21日左右经过赤道

太阳的周年视运动

上述情况的成因可以从下图中得知，下图表示地球绕着太阳运行的轨道，背景是遥远的星辰。当地球位于A点时，地球处于AM这条直线上，好像它在星辰中的M点一样。当地球从A点运动到B点，太阳也从M点到了N点，这样继续一年。古人很早就了解到太阳的周年运动，但他们花费了很大精神才描绘出这种现象。他们设想将一根线绕过天球，太阳每年都会沿着这个路线绕着天球旋转一周。他们将这条线称为“黄道”（ecliptic）。他们发现，行星也在太阳的轨道上运行，尽管不是十分准确。他们设想黄道线外面还有一条带子，带子里面包含了已知的所有行星和太阳，这条带子被称为“黄道带”（zodiac）。这条带子被划分为十二宫，每一宫包含一个星座。太阳每月经过一宫，一年经过十二宫。这就是著名的黄道十二宫，宫名与对应的星座名一致。这与现在的情况有着细微差别，因为一种非常缓慢的岁差运动在起作用，我们在后面会解释这一点。

地球轨道和黄道带

接下来，我们将会发现，上述所说的绕着天球的两道圈是通过不同的方法得出的。天球赤道是根据地球转轴的方向而来，正好将天球嵌入两天极之间；而黄道是根据地球绕日运动而来。

尽管这两道圈不同，但相较于相对的两点，夹角大约是23.5度。这个夹角称为“黄赤交角”（obliquity of the ecliptic）。如果想要彻底了解这种情况，我们需要再次讨论两天极。通过前文的内容可知，两天极是由地球转轴的方向决定的，而不是天球上的东西；它们仅仅是天球上相对的两个点，而且与地球转轴形成一条直线。既然天球赤道是两天极中间的大圆，当然是由地球转轴的方向决定的，而不是其他东西。

现在，我们设想地球绕着太阳运行的轨道是水平的。我们可以将其想象为一个圆周，而太阳位于圆心上。我们还假设地球沿着圆周运动，中心在圆内。这样一来，如果地球的转轴是垂直的，赤道将是水平的，而且与圆周在相同的平面中，而地球沿着圆周运动时，中心始终正对着太阳。因此，通过绕日运动确定的黄道和天球赤道是同一圆圈。由于地球轨道并不是垂直的，而是呈现23.5度的角，所以形成了黄赤交角（黄道倾斜角）。黄道的倾斜角也是23.5度，所以这个倾斜是由地轴的倾斜造成的。与此相关的一个重要事实是，当地球绕着太阳运行时，地轴在空间中的方向不变；因此，地球北极有时靠近太阳，有时远离太阳。下图表明了这种情况，还显示了假设的圆周，地轴向右倾斜。无论地球位于太阳的哪个方向，北极的方向总是不变。

黄道倾斜产生四季

如果想要弄清楚黄道倾斜角的影响，我们假设在3月21日前后的某个正午，地球的自转停止了，但依然绕着太阳运行。此后的三个月中，我们将会观察到下图中显示的情况。图中假设我们望向南天，我们发现太阳位于子午圈上，看起来好像静止不动。图中显示，天球赤道自东到西和地平线相交，正如前面描述的情况，黄道和赤道在春分点相交。在接下来的三个月中，太阳会沿着黄道慢慢来到夏至点上，这一点是太阳旅途中最靠北的一点，大约在6月22日左右到达此处。

春夏间太阳沿着黄道的视运动

3月到9月太阳的视运动

上图让我们观察太阳接下来三个月的运行。通过夏至点之后，太阳的轨迹逐渐靠近天球赤道，等到9月23日左右经过天球赤道。这一年剩下的路程正好是太阳六个月中行走的路程的复制。在12月22日，太阳来到赤道最南边的一点；在3月21日，太阳会经过天球赤道。这些日期偶尔会有差异，那是闰年造成的。

现在，我们来看一下太阳周年视运动中需要注意的几点：第一，我们最初的观察点是春分点；第二，太阳运行到最北边的一点之后，开始返回向着南赤道靠近，这个转折点是夏至点；第三，与春分点相对的是秋分点，太阳在9月23日左右经过此处；第四，与夏至点相对的是冬至点，这是太阳最靠南的一点。

经过这些点与天球赤道呈直角的两天极之间的时圈叫做“分至圈”（colures）。经过春分点的二分圈代表赤经的起点，而与之垂直的是二至圈。

现在，我们讨论一下星座与季候、每日时间的关系。如果今天太阳和一颗星星在同一时刻经过子午圈，那么，明天太阳在这颗星星东边1度的地方，也就是这颗星星要比太阳早4分钟经过子午圈；以此类推，直到一年之后，两者再次同时经过子午圈。这样一来，太阳经过天空的次数要比一颗星星少一次。换句话说，在平年中，太阳经过子午圈的次数是365，而一颗恒星经过子午圈的次数则是366。当然，假如我们选取的是南天的星星，它和太阳经过子午圈的次数相同。

天文学家计算与太阳有区别的恒星出没时间的方法是“恒星日”（sidereal day），这个时间与一颗恒星（或者春分点）两次经过子午圈的时间间隔相同。天文学家将一个恒星日划分为24个恒星时，接着划分为分秒。他们通过恒星时钟计算恒星时，这种时钟每天要比普通时钟快3分56秒。恒星午指的是春分点经过当地子午圈的时刻。那时，恒星时钟显示的时间是0时0分0秒。这样一来，恒星时钟与天球的视运动时间相符。天文学家设计出恒星时钟的目的是，不管是白天还是黑夜，只要看一眼时钟，便知道哪颗星星在经过子午圈，以及各个星座位于何处。

四季

如果地球转轴垂直于黄道平面，黄道便会与天球赤道重合，四季之间就没有区别了。太阳始终从正东方升起，从正西方落下，全年都不会有丝毫变化。地球上的气候仅有细微变化，因为地球1月离太阳近一些，6月离太阳远一些。不过，由于黄道是倾斜的，所以太阳位于赤道北部时（3月21日到9月23日），北半球的日照时间长一些，而且太阳与地面的角度比较大。南半球的情况正好相反。从9月23日到第二年的3月21日，太阳照耀南半球长一些。于是，当北半球面临冬季时，南半球处于夏季，两个半球的季节正好相反。

真运动和视运动的关系

在深入讨论之前，我们将前文涉及到的现象进行总结。前文内容依据的是两种观点：一种是地球的真运动，另一种是此运动引起的天体的视运动。

真周日运动指的是地球绕着转轴的自转；视周日运动指的是地球自转引起的星体现象。

真周年运动指的是地球绕着太阳的公转；视周年运动指的是太阳在众星之间绕着天球运行。

地平受到真周日运动的影响，经过太阳或者星辰。于是，我们观察到太阳或者星辰的升降。

每年3月21日前后，地球赤道平面从太阳北边向着南边运动；在9月23日前后，从南边向着北边运动。于是，我们总是说，太阳在3月经过地球赤道向北移动，等到9月再次经过赤道并向南移动。

每年6月，地球赤道平面在太阳南边的最远处；每年12月，则在太阳北边的最远处。我们觉得，太阳在第一种情形中处于北至点，而在第二种情形中处于南至点。

地球自转轴与垂直于地球轨道的线的夹角是23.5度，所以黄道与天球赤道的夹角同样是23.5度。

在夏季，北半球倾向太阳，北纬地区得到大部分阳光，而南纬地区仅仅得到一小部分。我们便观察到，太阳每天在地平线上的时间比较长，我们北半球是炎热的夏季，而南半球则是寒冷的冬季。

当北半球是冬季时，情况正好相反。南半球与太阳的距离近，北半球与太阳的距离远。结果，南半球是夏季，而北半球则是冬季。

如果用相对性原理解释，上述内容很容易理解。由于宇宙没有中心，而所有参考系在描述物理定律时具有平权性，所以无法确定哪个参考系是绝对参考系，所有运动都是相对运动。

年与岁差

我们最常用的区分年的方法是地球围绕太阳运行一周的时间。据我们所知，有两种测量方法：一是计算太阳两次经过同一颗恒星的时间间隔，二是计算太阳两次经过春分点（或者秋分点）的时间间隔。如果二分点是固定不变的，这两种计算方法的结果相同。不过，古代天文学家研究发现，两者的结果不同。太阳以恒星为起点绕着天空旋转一周所用的时间要比以春分点为起点绕着天空旋转一周所用的时间多11分钟。这说明，春分点在群星之间一直在移动，这种移动被称为“岁差”（the precession of equinoxes）。这与天球毫无关系，仅仅是地球绕着太阳运行时地轴缓慢移动造成的。

我们假设前文“黄道倾斜产生四季”一图中的地球一直绕着太阳运行，经过六七千年转动了六七千次之后，我们将会发现地轴的北极不是在我们右边，而是正对着我们。再经过六七千年，它来到我们的左边；再经过相同的时间，它会背对着我们；再经过相同的时间，即大约2.6万年之后，它再次回到最初的位置。

由于天极是由地轴的方向决定的，所以地球的自转会带动天极在天上转一个圆圈，这个圆圈的半径大约是23.5度。现在，北极星到北极的距离是1度多。不过，北极在慢慢向它靠近，200年之后再逐渐远离它。1.2万年之后，北极会移动到天琴座（Lyra）中，与该星座中最亮的织女星（Vega）的距离大约是5度。古希腊时期，航海者并不认识北极星，因为那时北极星到北极的距离是10度到12度，位于北极星和大熊座之间，当时的航海者根据大熊座确定航向。

这样一来，由于天球赤道是两天极中央的大圈，所以它在众星之间的位置也会发生变化。下图显示了过去2000年的移动情况。由于二分点是天球赤道和黄道的两个交点，所以它们也会移动。这便导致了岁差（二分点的前移）。

岁差

上文讲述的两种年，一种是“恒星年”（sidereal year），另一种是“分至年”或者“回归年”（tropical year）。回归年指的是太阳两次经过回归二分点的时间间隔，具体数字是365日5小时48分46秒。

由于太阳在天球赤道南北的位置决定了四季，所以常常使用回归年进行计算。在古代，天文学家认为回归年的长度是365.25日。在托勒密（Ptolemy，公元2世纪的埃及天文学家）的时代，计算结果更加准确，增加几分钟才是365.25日。当代，许多国家都使用格列高里历（Gregorian Calendar），制定出的年的长度与此相差无几。

恒星年指的是太阳两次经过同一颗恒星的时间间隔，具体数值是365 日6小时9分。根据基督教国家一直使用到1582年的罗马儒略历（Julian Calendar）得知，一年为365.25日。这要比回归年多11分14秒，所以在千百年中四季会慢慢发生变化。为了消除这种情况，需要制定一个平均长度尽可能准确的年的制度，罗马教皇格列高里十三世（Gregory XIII）下令，取消400年儒略历中的3次闰年。根据儒略历，每个世纪的最后一年绝对是闰年；而在格列高里历中，1600年是闰年，但1500年、1700年、1800年、1900年都不是闰年。

所有的天主教国家都使用格列高里历，而在新教国家中也慢慢普及，所以它成为了世界通用历法（辛亥革命后，中国也采用此历法）。

农历

在中国，除了使用格列高里历（俗称阳历）之外，还使用有着千年历史的农历。这是一种特殊的阴阳历，而不是单纯的阴历。现在，中国百姓依然根据它安排农事、渔业生产、确定传统节日等。

根据朔望周期确定农历的月份。月相朔（日月合朔）出现的日期为月初一，下次出现的日期为下月初一。由于朔望周期是29.53日，所以有大小月之分。大月30日，小月29日。某月的“大小”或者哪天是“朔日”，由太阳和月亮的位置决定，古时称为“定朔”。

农历年的依据是回归年。农历使用增加闰月的方法（根据二十四节气制定）促使农历年和回归年的长度相似，并将岁首设定在含有“雨水”的月初。农历一年包含12个月，一共是354日或者355日。每平均19置7闰月，从而保证19年的农历和19年的回归年的长度基本相等。因此，中国人的19岁、38岁、57岁、76岁的阳历生日和农历生日是重合的。

汉武帝太初元年（公元前104年）五月颁布太初历之后，除了个别皇帝有过短期改动之外，农历始终将含有雨水的月份定为正月，而此月的初一为岁首。