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。

太阳的周年视运动

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。

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。

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。

四季

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。

真运动和视运动的关系

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。

年与岁差

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）。

农历

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。 n65lc/KCLjg2Mbvtbd6gcR05Fi7hKs2OenjfSXKNQLmrJP8Iyk0YNaPPeUdu3sZL