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众所周知，地球表面一条由北向南经过某地的线被称为该地的子午线。再准确一点，地球表面的子午圈是连接南北两极的半圆。这个半圆从北极向各个方向扩散，从而让我们能够画出经过任何地点的子午线。国际公认的计算经度的起点是格林尼治皇家天文台的子午线，大多数地区的时间也是以此为据设定的。
与地球上的子午圈相对应的是天球上的子午圈（就是地球上的子午圈在天球上的投影）
，天球上的子午圈起始于北天极，通过天顶，并在最南的一点与地平线相交，再向南最后到达南极形成半圆。地球是围绕地轴旋转的，天球上的子午圈与地球的子午圈也随之一起转动，这样，天球上的子午圈在一天内能运行经过整个天球。而在我们眼中，天球上的每个点在一天之内都会经过子午圈。
太阳经过子午圈的时刻，就是我们惯称的中午。在现代计时工具还没有出现之前，我们的祖先是根据日照的高低来制定时间的。可是，由于黄道倾斜角和地球绕日轨道的偏心率的影响，太阳连续两次经过子午圈的间隔时间并不完全相同。换言之，如果计时工具准确，那么太阳从子午圈经过的时间有时会是12点之前，有时则是12点之后。只要理解了这个道理，那么区分视时（apparent time）和平时（mean time）就不再是一个难题。视时指依据太阳测定的每日时间，长短不等；平时则是依据钟表设定的时间，长短完全相等。两者之间产生的差别就是我们所称的时差（equation of time）。它们之间相差最多的时候出现在每年11月初和2月中旬。11月初，太阳会在12点前的16分钟经过子午圈；2月中旬，则在12点14分至15分之间经过子午圈。
为了确定平时，天文学家们以他们的非凡才智构想出平太阳（mean sun）这一概念，平太阳一直沿着天球赤道运行，它每次经过子午圈的间隔时间完全相同，所以有时会在真太阳之前，有时则在真太阳之后。根据构想出来的平太阳，就能确定每天的时间了。如果可以不考虑真实情况，只通过视觉上的景象来说明这个问题会更容易。假设地球静止不动，平太阳绕地球旋转，慢慢经过各地的子午圈。那么，我们可以想象一直围绕世界运行的就是“中午”这一时刻。在我们所处的纬度上，它的速度只有每秒300米，换句话说，如果我们所在的地方是中午，1秒钟后，向我们西边300米远的地方即是中午；再过1秒，再向西300米的地方就是中午……以此类推，经过24小时，中午会再次回到我们所在的地方。这种情况最明显的结果就是：任意两个在不同子午圈上的人，绝对不会处于同一时间。当我们向西走时，我们会觉得当地时间比我们的手表时间更慢；而向东走，这种情况又会相反。这种有区别的时间变化就被称为地方时（local time）。
由于地方时存在的差异，给旅行者造成了极大的不便。以前，所有铁路运营者都有自己的子午圈，铁路线上的列车都按照自己的时间运行，但旅客们会按自己的钟表显示时间安排行程，经常由于不了解自己的钟表时间与铁路时间的差距而误了火车。直到1883年，科学家们才制定出我们现在使用的标准时间制度。这个时间制度规定，每15˚（太阳每小时经过的地方）为一个标准的子午圈，中午经过标准子午圈时，两边7.5˚相加的地区都是中午，这就是“标准时”（standard time），而标注这些地带的经度以经过格林尼治天文台的子午圈为起点。费城在经度上与格林尼治天文台相距约75˚，时间为5小时，更准确地说是5小时1分。这样一来，美国东部各州的标准子午圈就位于费城东面一点。当平正午（mean noon）经过这个子午圈时，向西一直到俄亥俄州都算是中午12点。一小时之后，密西西比河流域是12点。再过一小时后，落基山脉地区是12点。再经过一小时，太平洋沿岸是12点。由此可知，美国有四种时间：东部时间、中部时间、山地时间和太平洋时间，依次相差一个小时。按照标准时间制度，旅行者在太平洋和大西洋之间穿梭跨越时区时，每次只需将钟表调快或者调慢1小时，就可以与他所在时区内的时间相同了。
中国在1949年以前，设置了中原、陇蜀、新疆、长白和昆仑五个时区，不同时区内的时间不同。中华人民共和国成立后，将首都北京所在的东八区确定为全国标准时间，统一为“北京时间”。
通过这种时间的差别，我们可以判断一个地区的经度。如果一个位于纽约的观测者在某颗星星经过当地子午圈时向芝加哥发送电报，这个时间会被两个地方记录下来。当这颗星星到达芝加哥的子午圈时，另一位发报者也按下电报发出键。那么，这两次电报的时间间隔就是这两个地点相差的经度。
还有一种方法可以确定经度，即身处两地的观测者分别将各自的地方时向对方报告，这样得出的结果与前面我们假设的一样，两地的时间差就是两地相差的经度。
不过，我们必须记住，太阳从东边升起、由西边落下依据的是地方时，而不是标准时。因此，日历中标注的日出和日落的时间并不能确定钟表的标准时，但正好处于标准子午圈上除外。地方时和标准时的差异是，当我们在向东或向西旅行时，地方时不断发生改变；而标准时却只在我们每经过某个时区的边界时，跳过1小时。
“午夜”和“中午”相同，不停地围绕地球旋转运行，陆续经过每个子午圈。每经过一个子午圈，就代表这个子午圈对应的地方开启了新的一天。假设它经过某个地方时正好是星期一，那么当它再次经过时就是星期二了。所以，肯定存在一个在星期一和星期二交界处的子午圈，又或者说，存在一个两天的临界点。这个划分日期的子午圈被称为“国际日期变更线”，它是基于人们的习惯和应用的便利性来划定的。当人们向东西两个方向迁徙时，会将按照自己计算日期的方式一同带去。直到向东而去的人和向西而去的人在某处相遇，才发现彼此之间的日期相差了一整天，向西去的人还在过星期一，而向东行的人已经是星期二了。美国人到达阿拉斯加时就遇到了这样的情况。俄罗斯人向东行走到了阿拉斯加，美国人向西走到达该地。在同一个地方，美国人的时间还在星期六，而俄罗斯人已经在过星期日了。这样就产生了一个问题：当地居民想去希腊的教堂做礼拜，应该如何计算日期呢？是遵照新日期的计算法还是旧日期呢？这个问题被圣彼得堡教会的主教知晓后，请来了普尔科沃天文台（Pulkovo Observatory，俄罗斯国家天文研究机构）的负责人斯特鲁维。斯特鲁维写了一篇报告，认为美国的日期计算方法更为准确，于是最终将日期的计算方法统一。
目前规定的国际日期变更线是指与格林尼治天文台正对的子午线。这条界线恰好位于太平洋中央，只经过亚洲东北角以及斐济群岛的一部分陆地。这样的地理环境很有利，避免了因国际日期变更线穿过一个国家内部造成的严重不便。如果日期变更线从一个国家内部穿过，那么这个城市的日期就会与相邻城市的日期相差一天，甚至同一条街道两边的居民会过着不同的日期。但是，如果日期变更线在海洋里，就可以避免这种不便的发生。日期变更线并不是严格意义的地球上的子午圈，它可以曲折迂回以避免前面讲到的不便。因此，即使与格林尼治呈180˚的子午圈正好从查塔姆群岛及其邻近的新西兰之间穿过，两地居民的时间依然可以一致。
为了完整了解天体的运作和观测星星的位置，我将在这一节的内容中引入一些专业名词术语，并对它们进行解释说明。如果你只是想简要了解天空现象，那么这一节的内容并不重要。我想邀请一些希望深入学习的人，来和我一起研究在“天空万象”中讲述的天球。如果大家已经忘记，那就让我们重新回到
，再来看看地球和天球的关系：一个真实存在的球体是地球，我们正站在它的表面，它带着我们每天不停地旋转；另外一个则是看起来存在的天球，它在遥远的地方包围着地球。虽然这是一个并不存在的大球，但我们一定要在脑海中想象出来，这样才能知道去什么地方寻找天体。需要注意的是，我们身处天球的中心，因此看到的天球上的东西仿佛都在球的内部表面上，而我们在地球的外部表面上。
这两个球上的许多圈点之间都有类似的关系，也是我们提到这两个球的原因。我们在前面已经说过，地球的转轴指出了我们的南北极，又向两个方向延伸横穿长空，指出了天球的南北极。
我们知道环绕着地球的赤道与南北两极的距离相等。同样，天球上也有一条赤道环绕着天球，与南北天极各呈90˚。假如我们能将它在天上画出来，就可以发现它的位置昼夜不变。我们需要更准确地想象出它的形状。它在正东和正西两个点上与地平线相交——实际上就是3月（春分）和9月（秋分），太阳在地平线上的12小时内，周日运动在天上移动的那条线路。从美国北部的各州来看，天球赤道正好穿过天顶与南方地平线之间的正中，越向南越接近天顶。而中国的大部分地区也是如此。
正如地球上有平行于赤道且环绕地球赤道南北的纬度圈一样，天球上也有两个平行于天极的圈子。地球上的纬度圈越靠近两极越小，天球上的纬度圈也是如此。
我们知道，地球上的经度是根据通过该地从北极到南极的子午圈测量出的，而这个子午圈与经过格林尼治天文台的子午圈形成的角度就是当地的经度。我们可以在天球上找到类似的东西。想象一下，一些在天球上的北天极和南天极之间朝各个方向散开的线，与天球赤道呈直角正交，如图1–3所示，这些圈被称为“时圈”（hour circle）。我们把其中之一称为“二分圈”（equinoctial colure），图1–3中也已注明，这条线正好经过春分点，这个内容我们将在下一节讨论。二分圈在天球上的作用与格林尼治子午圈在地球上的作用相同。
天球上一颗星星的位置可以与地球上一座城市的位置一样，用经纬度来确定，不过使用的名词大不相同。天文学中，天球上与地球经度相当的被称为“赤经”（right ascension），而与地球纬度相当的被称为“赤纬”（declination）。于是就有了下面这些定义，读者们一定要牢记：
图1–3 天球经纬示意图
一颗星的赤纬指的是它距离天球赤道在南北方向的视距。图1–3中的星星正在赤纬北25˚。
一颗星的赤经指的则是经过这颗星的时圈与经过春分点的二分圈形成的夹角。图1–3中的星星正在赤经3时上。
天文学中通常用时、分和秒表示星星的赤经，如图1–3标出的那样；也可以用度数来表示，如同地球上的经度一样。如果想将赤经的时分秒转化成度数，只需乘以15即可。这是由地球每小时内旋转15˚决定的。从图1–3中我们还能看出，纬度的相差体现在直线距离上。单位长度在地球上都是相同的，但经度的相差是不一样的，它的直线距离从赤道向两极逐渐变小。在地球赤道上，每经度相差111.8千米，但在南北纬45˚上，相差就只有67.6千米了；再到南北纬60˚上，每经度相差已不到56千米；到了两极则减少为0，这是由于各子午圈已经相交于此了。
由此，我们了解到，地球自转的线速度也会遵循这样的规律递减。在赤道上，经度如果相差15˚，那实际距离就相差1600千米，地球旋转的线速度为每秒460米；在南北纬45˚上，线速度减慢至每秒300米多一些；在南北纬60˚上时，线速度就只相当于赤道上的二分之一了；在两极则降为0。
如果将这样的经纬应用到天球上，地球的自转会成为唯一的难题。只要我们不动，就始终保持在地球的某一经度上。但是，由于地球的自转，天球上任何一点的赤经都在不断发生变化，尽管在我们看来是固定不动。天球子午圈和时圈的区别在于，天球子午圈随着地球转动，而时圈则固定在天球上。
地球和天球之间的每一点特性都很相似，地球自西向东绕着它的轴自转，天球仿佛自东向西旋转。假如我们将地球想象为天球的中心，有一根共同的转轴穿过它们，如图1–3所示，我们就能够更清晰地理解它们之间的关系了。
如果太阳也如同星辰那样，在天球上静止，那么我们要找到一颗已经知道赤经和赤纬的星星就不是一件困难的事。不过，由于地球每年会围绕太阳旋转一周，那么每晚相同时刻，天球上太阳的视位置就会发生变化，且永不相同。接下来，我们开始讨论公转产生的影响。
我们都知道，地球不仅绕着自己的转轴旋转，还围绕太阳公转。这种运动令太阳看起来是在众星之间每年环绕天球旋转一圈，我们想象自己是在环绕着太阳运动，就能发现太阳正朝着反方向运动，这样就会看到太阳在比它更遥远的众星之间运动。当然，由于白天看不到星星，所以这种运动难以被轻易发现。但是，如果我们长时间紧盯着西边的一颗星，就会感觉到这种运动。我们会发现这颗星降落得一天比一天早，也就是说与太阳越来越接近。确切地讲，既然这颗星的位置不变，那么似乎是太阳在逐渐向星辰靠近。地球的周年运动显而易见。
假如我们可以在白天看见星星，看到它们都散布在太阳的周围，情况就会越发明显。再假如我们看到一颗星星和太阳一同升起，那么在一天之中，太阳会远离那颗星星，渐渐向东移去。直到太阳快要落下时，它与这颗星的距离大约等于自身的直径那么远。次日清晨，我们会看到它离那颗星星的距离更远了，大约是自身直径的2倍。图1–4中表示了春分时（3月21日）的这种情况。这种运动月复一月地持续着，等到太阳远离这颗星，绕着天球运行一圈，一年之后将会与这颗星星再次相遇。
图1–4 太阳在3月21日左右经过天球赤道
我们再来看图1–5，它表示了地球围绕太阳运行的轨道，遥远的星辰是它的背景。当地球在A点时，太阳处于AM这条直线上，对应到星辰中的M点。而当地球从A点移动到B点时，太阳也就对应到N点，以此类推持续一年。古人应该是很早就注意到太阳的这种周年运动，他们在绘制这种图像时花费了非常大的精力，他们想象出一条绕过天球的线，太阳总是绕着这条线做周年运动。这条线被他们称为“黄道”（ecliptic）。古人发现，尽管不是完全一致，但行星的运动轨迹基本与太阳通常的轨迹相同。他们由此想象出一条把黄道线夹在中间的带子，带子里面包含了所有已知的行星和太阳，这个带子被称为“黄道带”（zodiac）。他们将这条带子等分为十二宫，每一宫包含一个星座，太阳每个月进入一宫，一年经过十二宫。这就是人们常说的黄道十二宫，它们的宫名与所在的星座相同。这与我们现在知道的情况稍有不同，因为岁差运动在缓慢地起作用，我们将会在后面讲到这一点。
图1–5 地球的轨道和黄道带
如此，我们就能够看出，我们提到过的环绕整个天球的两道圈是通过不同的方法得出的。天球赤道由地球转轴的方向决定，恰好在两个天极的中间嵌入天球；黄道则是由地球绕太阳的运行轨迹而来。
这两道圈并不一样，却在相对的两点相交，大约成23.5˚，或者说约为直角的1/4，这个夹角被称为“黄赤交角”（obliquity of the ecliptic）。为了正确理解这种现象产生的原因，我们必须再说一下天极的问题。依据前面介绍过的内容，我们很容易知道两个天极是由地球转轴的方向决定的，而不是由天上的什么来决定；它们仅是因为天球上相对的两个点正好与地球转轴形成一条直线。天球赤道是两个天极正中间的大圈，这自然也是由地球转轴的方向决定的。
我们现在假设地球绕日运行的轨道是水平的，并且将其想象为一个平盘的圆周，太阳就位于平盘的中心。地球沿着圆周运动，中心恰好也在平盘之上。那么，假如地球的自转轴是垂直的，赤道就一定是水平的，并且与平盘圆周处于同一平面中，地球沿着平盘运动一周，中心始终对着太阳。所以，由绕日运动确定的黄道也一定与天球赤道是同一个圆圈。黄赤交角（黄道倾斜角）形成的原因在于地球自转轴并不是垂直的，而是倾斜了23.5˚。黄道和平盘的倾斜角也是23.5˚，而这个倾斜就是地轴的倾斜。还有一个与此相关的重要事实，当地球绕太阳旋转时，它的轴在空间中的方向是不变的。因此，地球北极有时靠近太阳，有时又远离太阳。图1–6清楚地展示了这种情况，也就是我们刚刚假设的平盘圆周，地轴向右倾斜，而北极的方向永远不变。
图1–6 黄赤交角示意图
如果不明白黄道倾斜角的影响，我们可以再举个例子，假设在某一个3月21日前后的正午，地球停止了自转，但继续围绕太阳公转。未来的三个月中，我们就会看到图1–7中显示的情况。假设我们在图中望向南天，会发现太阳正在子午圈上，乍看起来似乎是静止的。如图所示，天球赤道自东到西与地平线相交，与前面描述的情况相同，黄道和赤道相交于春分点。接下来再持续观测三个月，我们会看到太阳慢慢沿着黄道来到夏至点上，那是太阳到达的最靠北的一点，大约在6月22日左右。
图1–7 春夏间太阳沿着黄道的视运动
图1–7可以让我们观察到太阳在接下来三个月中的运行。经过夏至点后，太阳会沿着它的轨迹逐渐向天球赤道靠近，大约在9月23日（秋分点）左右到达天球赤道。太阳在一年中其余时间的轨迹与其前六个月的运动轨迹相对应。在12月22日（冬至点）到达离赤道最南边的一点；接着又在3月21日（春分点）前后经过天球赤道。不过，这些日期会因闰年出现一些差异。
我们现在可以来总结一下太阳周年视运动中需要注意的几点：
我们从春分点开始观测；
夏至点是太阳运行到最北边的一点之后，开始返回并向南靠近赤道的转折点；
秋分点与春分点相对，太阳在9月23日左右会经过这个地方；
冬至点与夏至点相对，是太阳最靠南的一点。
我们将太阳在两个天极之间通过的这些点与天球赤道呈直角的时圈称为“分至圈”（colure）。太阳经过春分点的二分圈是赤经的起点，而与之垂直的是二至圈。
让我们再来认识一下星座与季节气候以及每日时间的关系。假如太阳今天和一颗星星同时经过子午圈，那么明天太阳就会在这颗星星东边1˚，也就是我们之前讲过的，这颗星星会比太阳早约4分钟经过子午圈。这种情况每天重复，持续一整年，直到二者再次同时经过子午圈。如此一来，这颗星星每年经过天空的次数会比太阳多一次。换句话说，太阳经过子午圈365次，而那颗星星会经过子午圈366次。当然，如果我们选取的是南天的星星，那么它出没的次数则与太阳的相同。
如果地球的自转轴正好与黄道平面垂直，黄道将与天球赤道重合，那么我们就感觉不到四季之间的变化了。这是由于太阳永远都是从东方升起，在西方落下，经年不变。地球上的气温变化也很细微，这是由于1月时地球与太阳的距离更近一些，到了6月就离太阳远一些。但是黄道倾斜了，那么太阳位于赤道以北时（3月21日到9月23日），北半球每天被太阳照耀的时间比南半球长，而且与地面形成的角度也更大。而南半球的情况则恰恰相反。太阳照耀的时间从9月23日到次年的3月21日，比北半球更长。因此，当北半球是冬季时，南半球就是夏季，两个半球的季节恰恰相反。
在深入讨论这部分内容之前，我们有必要先了解几个名词。
首先是真运动——也就是地球的运动，其次是视运动——也就是真运动引起的天体视运动。接下来是真周日运动，指的是地球围绕自己的轴自转；视周日运动，指的是地球自转产生的星体现象。真周年运动，指的是地球围绕太阳公转；视周年运动，指的是太阳在众星之间环绕天球运动。
由于真周日运动，地平线从太阳或者星辰上经过。这样，我们就会看到太阳或星辰升起又落下。
地球赤道平面大约在每年的3月21日前后从太阳北边向南边移动，9月23日前后，则从南边向北边移动。所以我们说，太阳3月时从地球赤道经过并向北移动，到了9月又经过赤道并向南移动。
每年6月，地球赤道平面在太阳南边最远的地方，12月则在太阳北边的最远处。我们认为，在第一种情形中，太阳处于北至点；而第二种情形中，太阳处于南至点。
相对于与地球轨道垂直的线，地球的自转轴倾斜了23.5˚，所以黄道向天球赤道倾斜的夹角也是23.5˚。
夏季时，地球的北半球向太阳倾斜，北纬地区被地球的自转作用带领，旋转一次得到阳光的时间有一大半，而南纬地区得到阳光的时间只有一小部分。于是，我们就可以看到，太阳每天在地平线上的时间超过一半，北半球是炎热且昼长的夏季，而南半球则是寒冷且夜长的冬季。
到了北半球过冬的时候，情况就完全相反，南半球在这个时候倾向太阳，北半球则远离太阳。因此，南半球进入昼长夜短的夏天，而北半球则是夜长昼短的冬日。
上述内容如果用相对性原理解释，会更容易理解。因为宇宙没有中心，那么所有参照物都是相对而言的。
我们常说的“年”的概念，最简单的就是地球围绕太阳公转一周的时间。按前面讲过的，年的长度有两种不同的测量方法：一种是计算出太阳两次经过同一颗恒星所用的时间，另一种是计算出两次太阳经过春分点（或秋分点）所用的时间。如果二分点的位置是固定在众星之间不变的点，那么这两种计算方法得到的结果就完全相同。但是，古代天文学家根据数千年的研究发现，上述两种方法得出的结果并不同，太阳以恒星为起点绕天空转一周会比以春分点为起点绕天空一周多花11分钟。由此我们可以得出，每年春分点的位置会在众星之间不断移动，这种移动被称为“岁差”（precession）。岁差的产生与天球没有任何关系，只是因为地球在绕太阳公转的过程中地轴缓慢移动造成的。
我们假设图1–5中地球一直在围绕太阳旋转，经过六七千年，转动了6000至7000次之后，最终我们发现，地轴的北极并非如图中所示向着我们的右边，而是转到正对着我们的那一方；再经过六七千年，地轴北极又来到了我们左边；再经过同样的时间，地轴北极将会背对着我们；继续经过同样的时间，地轴北极会回到最初的位置，这个过程大约需要2.6万年。由于天极由地轴的方向决定，因此地轴方向的变化会带动天极在天空中慢慢转出一个半径为23.5˚的圆圈。这时，北极星与北极的距离是1˚多一点。但是，北极正慢慢靠近北极星，200年后就会逐渐远离北极星。1.2万年后，北极将进入天琴座（Lyra）中，距离这个星座中最亮的织女星（Vega）大约5˚。古希腊时期，航海者并不认识北极星，因为那时的北极星距离北极点10˚至12˚，位于北极星和大熊星座之间。那时的航海者只能根据大熊星座来确定航向。
这样一来，既然天球赤道是在两个天极正中间的大圈，那么它在众星中的位置也一定会有相应的变化。这种变化在过去2000年中产生的影响可以在图1–7中看出。因为春分点是黄道和天球赤道的交点，所以它们也会在这种变化的影响下发生变化。这就产生了岁差。
我们前面讲到的两种年，一种被称为“恒星年”（sidereal year），另一种则被称为“回归年”（tropical year）或“分至年”。回归年是太阳两次经过二分点所用的时间，具体时间为365日5小时48分46秒。因为四季由太阳在天球赤道南北位置决定，所以回归年成为了计时系统。在古代，天文学家发现回归年的长度是365.25天。在托勒密
时代，年的长度计算结果精确到比365.25天少几分钟。直到现在，许多国家仍旧使用格列高里历，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恒星所用的时间，具体时间为365天6小时9分钟。基督教国家一直使用罗马儒略历到1582年，这种历法中的一年刚好是365.25天。这比回归年的长度多了11分14秒，因此四季会在千百年中慢慢发生变化。为了避免出现这种情况，人们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颁布法令，在儒略历的400年之间取消三次闰年。根据儒略历，每个世纪的最后一年肯定是闰年；而在格列高里历中，1600年仍然是闰年，而1500年、1700年、1800年和1900年则都是平年。
于是，格列高里历被所有天主教国家接受，也陆续在新教国家中普及，并成为世界通用的历法（辛亥革命后，中国也采用此历法）。
在中国，除了格列高里历（俗称阳历）之外，还有盛行千百年之久的农历法。这是一种特殊的阴阳历，并不是单纯的阴历。中国的百姓到现在仍然以它为依据，安排农事、渔业生产以及确定传统节日。
农历是按朔望周期确定月份。月相朔（日月合朔）所在的日期为本月初一，下次朔的日期为下月初一。因为一个朔望月的周期是29.53天，所以分大月和小月，大月30天，小月29天。某月是“大”还是“小”，以及哪天是“朔日”，则根据太阳和月亮的真实位置来推算，古时称为“定朔”。
农历的年以回归年为依据。为了和回归年的长度相似，农历使用增加闰月的方法（根据二十四节气制定），并将岁首调整到“雨水”所在的月初。农历一年12个月，一共是354日或者355日，平均19年有7个闰月，这样就保证了19年的农历与19年的回归年的长度基本相等。所以通常情况下，中国人的19岁、38岁、57岁及76岁时的阳历生日和农历生日会重合在一起。
汉武帝太初元年（公元前104年）五月颁布的《太初历》，将含有雨水的月份定为正月，将这个月的初一定为岁首。因其更加科学地反映农业季节，除个别朝代有过短期改动外，一直沿用至今。