更接近太阳——更确切些说，既然星的方位不变，太阳似乎就是向星辰的方向来的。这样一来，地球的周年运动就显然可知了。
假使我们能在白昼看见星辰，看它们散布在太阳周围，这种情形便会更加显然。我们定会看到，如果有一颗星在早晨与太阳同时升起，在一天之中，太阳就要渐向东去离开这颗星的。在太阳出没之间，太阳定会离开这颗星约有自己直径那么远的。到次日早晨，我们又会见到它已离这颗星很远，约有它的直径的二倍了。图４表示了春分时（３月２１日前后）的这种情形。这种运动一月一月地继续不断。太阳离开这颗星环游一次天球，一年之后又回来与这颗星相会了。
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太阳的周年视运动（1）
上述情形的原因可从图５看出来，图中表示地球绕日运行的轨道用遥远的星辰作背景。当地球在Ａ的时候，我们看见太阳在ＡＭ线上，好像它正在星辰中间的Ｍ点上一样。地球由Ａ到Ｂ，太阳也由Ｍ到了Ｎ，照这样继续一年下去。古人早已知道太阳的这种周年运动，但他们费了很大的劲才把这现象画出来。他们想象了一根线绕过天球，太阳便每年依这路线环游天球一次。他们把这条线叫做“黄道”（ｅｃｌｉｐｔｉｃ）。他们还发现了行星也大致不差却并不十分准确地在太阳的轨迹上从众星之间穿行。他们又想象出一条带子把黄道线夹在中间并且包括了所有已知行星和太阳，这带他们叫做“黄道带”（ｚｏｄｉａｃ）。这条带分为十二宫，每宫包含一个星座。太阳每月经过一宫，全年经过十二宫。这便是我们所熟知的黄道十二宫，宫名分别和其中的星座名相同。这可不完全跟现在的情形相符，因为有一种很缓慢的岁差运动在中间，不久我们就要说明这一点。
我们现在就可看出，我们说过的环绕全天球的两道圈是由两种绝不相同的方法定出的。天球赤道是由地球转轴的方向规定的，恰在两天极的正中间嵌入天球。黄道却是由地球绕太阳的运动来决定的。
这两道圈并不一致，却在相对的两点相交，约成２３．５度的角，或者说约为直角的四分之一。这个角便叫做“黄赤交角”（ｏｂｌｉｑｕｉｔｙ ｏｆ ｔｈｅ ｅｃｌｉｐｔｉｃ）。要想正确明白何以发生这种情形，我们必须再说一下两天极。从我们已说过的话看来，不难知道两天极并不由天上的东西决定，却只是依据地球转轴的方向；它们不过是天上相对的两点正好和地球转轴成一直线罢了。天球赤道既是两天极正中间的大圆，也便自然是只由地球转轴的方向而定，跟别的毫不相干了。
现在我们想象地球绕日轨道是水平的。我们可把它想象成一个将太阳安置在中心的平盘的圆周。我们再假定地球依这圆周运行，中心恰好在平盘上；那么，假如地球的自转轴是垂直的，它的赤道也一定是水平的并且与平盘在同一平面内，而地球一年围绕平盘一周的时候，中心也永远正对着太阳了。于是在天球上，由太阳的路程来决定的黄道也一定跟天球赤道是同一圆圈了。黄赤交角（黄道倾斜角）的来历便是因为地球轨道并不垂直得像刚才所假定的，却倾斜了２３．５度。黄道对平盘的倾斜也就刚好是这么多，所以，这倾斜只是由于地轴的倾斜。与此相关的有一件重要的事实，在地球绕太阳旋转的时候，它的轴在空间的方向是不变的；因此，地球北极便有时偏向太阳有时偏离太阳了。这种情形见图６，图中表示刚才假想的平面盘，地球的轴偏向右方。不论地球在太阳的东西南北，北极的方向永远不变。
要看出这种黄道倾斜的影响，我们可以假想在３月２１日左右的一个正午，地球突然停止不旋转了，可是还继续环绕太阳运行。以后三个月内我们所见的便是图７的情形。图中假定我们正向南天望去。我们看到太阳正在子午圈上，乍一看似乎静止不动。图中表示天球赤道从东到西与地平相交，正如前面所说的情形，黄道与赤道相交于春分点。接着守候了约三个月的时间，我们就会看到太阳慢慢地沿着黄道走向写着“夏至点”的地方去。那一点是它途中最偏北的一点，它约在６月２２日前后达到。
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太阳的周年视运动（2）
图８使我们能继续追踪太阳三个月。经过了夏至点以后，它的轨迹又使它渐渐接近天球赤道，约在９月２３日前后它再由天球赤道经过。这一年剩下一半的路程刚好是它前六个月所行路程的复制品。它在１２月２２日达到离赤道最南的一点，又在３月２１日经过天球赤道。这些日期偶尔会有前后的不同，那是因为闰年的缘故。
现在我们看到太阳的周年视运动的轨迹中有四点要注意：（一）我们开始守候的地方是春分点。（二）太阳行到最偏北的一点，又要开始返回而向南接近赤道时，那是夏至点。（三）正对着春分点的是秋分点，太阳在９月２３日前后经过。（四）正对着夏至点而太阳最偏南的一点，那是冬至点。
在两天极之间通过这些点与天球赤道成直角的时圈称为“分至圈”（ｃｏｌｕｒｅｓ）。通过春分点的二分圈，是赤经的起点，我们已说过了。与之成直角的是二至圈。
现在我们再来说明星座与季候及每日时间的关系。假设今天太阳与一颗星星同时经过子午圈，那么明天太阳就要在该星的东边相距约一度远了，这就是说星要在太阳之前约４分钟经过子午圈；这种情形一天天继续下去，一直到一年以后两者又重新聚会，同时经过子午圈。这样一来，一颗星经过天空的次数要比太阳多一次了。这就是说：平年之间，太阳经过子午圈３６５次，一颗恒星就要经过３６６次。当然，如果我们取一颗南天的星来计算，它的出没次数又和太阳一样了。
天文学家计算这种与太阳不同的恒星出没的时间是用的一种“恒星日”（ｓｉｄｅｒｅａｌ ｄａｙ），这一日之长正好等于一颗星（或春分点）两次经过子午圈之间的时间。天文学家又将一恒星日分为２４恒星时，再照常分为分秒。他们又用一种比普通时钟每天快３分５６秒的恒星时钟来计算恒星时。所谓恒星午便是春分点经过当地子午圈的时刻。那时恒星时钟便是零时零分零秒。照这样安排下去，恒星时钟便正好和天球的视转动时间一致。我们的天文学家不怕如许麻烦，设计了这样一个恒星时钟，为的是能无论昼夜，只要向他的时钟一看，便知道什么星正经过子午圈以及各星座都在什么位置上了。
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四季
假使地球转轴恰好与黄道的平面垂直，黄道便要与天球赤道相合，我们也便不会有四季之分了。太阳永远从正东方升起，向正西方落下，全年不变。地上的气候只会有稍微的变化，因为地球在１月比在６月离太阳略近一点。可是黄道既然倾斜了，那么，太阳在赤道北的时候（３月２１日到９月２３日）每天照耀在北半球上的时间便要比南半球长一些，而且与地面所成的角度也要大一些。在南半球上的情形便恰好与此相反。太阳从９月２３日到３月２１日之间照耀地面的时间，南半球上比北半球上长些了。于是当北半球是冬季时，南半球便是夏季，彼此恰恰相反，这边夏季那边又是冬季了。
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真运动与视运动的关系
在更进一步之前，我们不妨把我们所谈论过的现象总结一下。过去所说的是从两种观点出发的：一是地球的真运动；一是由这种真运动所引起的天体的视运动。
真周日运动是地球绕自己的轴自转。视周日运动是因地球自转而生的星体现象。
真周年运动是地球环绕太阳的公转。视周年运动是太阳在群星之间环绕天球。
由于真周日运动，我们的地平便从太阳或星辰上经过。于是我们依据我们实际看到的情形说太阳或星辰上升或落下了。
约在每年３月２１日前后，地球赤道的平面从太阳的北面到南面去，约在９月２３日前后又从南而北。于是我们说太阳在３月经过赤道向北，在９月又经过赤道向南了。
在每年６月地球赤道的平面在太阳之南的最远处，在１２月又在太阳之北的最远处。我们便说，在第一种情形中太阳在北至点，在第二种情形中在南至点了。
相对与地球轨道垂直的线，地球的自转轴倾斜了２３．５度。眼见的结果便是黄道也对天球赤道倾斜２３．５度了。
在六月及夏季的其他月份中，地球的北半球倾向着太阳这一边。被地球带着转的北纬度地区便在旋转一次中得太阳光的时间有一大半；而南纬度地区便只有一小半。在我们看来的结果便是每天太阳在地平线上的时间较长，我们过着炎热的夏季，而南半球则昼短夜长正是冬季。
在我们过冬的时候，这种情形便恰好反过来。南半球倾向着太阳，北半球远离太阳。结果，南半球上昼长夜短正是夏季，北半球上却轮到寒冷的冬季了。
（附注：如果我们从相对性原理出发，就很容易理解上述这些事实了。因为宇宙没有中心，而所有参考系对描述物理定律都是平权的，所以我们无法判断时空中哪个参考系是绝对参考系，所有运动都是相对的。）
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年与岁差（1）
我们区分年的办法最自然的是依地球环绕太阳一周的时间来定。按我们所说的看来，这种长短便有两种不同的度量方法。一是量出太阳经过同一颗恒星两次之间的时间。一是量出太阳经过春分点（或秋分点，即经过天球赤道）两次之间的时间。如果二分点是固定在众星之间不变位置的，这两种度量方法的结果便会完全相等了。但是古代天文学家根据千百年观察的结果发现，两者并不一致。太阳以恒星为起点绕天空一周比以春分点为起点绕天空一�