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在进入我们要讲述的主题之前，先来游览一番我们赖以生存的空间，这样更有利于我们简单地了解这个世界。展开你的想象，幻想自己从宇宙之外的一个点观察，而这个点需要在非常遥远的地方。想清楚地得到“遥远”这一概念，我们可以用光速进行测量。众所周知，光每秒的疾行速度大约为30万千米，也就是说，在钟表的两声“嘀嗒”之间，光就可以围绕地球环行七圈半。如果光到这个点需要行走100万年的话，那么我们选定的观察点就比较合适了。在这个遥远的点上，我们将处于完全黑暗之中，环抱我们的只有毫无星光、漆黑一片的浩渺天空。但是，有一个方向显露着它的特别，我们可以在那里看到一大片微弱的光，就像黎明前的一缕曙光，又犹如一片微云，占据着天空的一部分。其他方向似乎也有同样的斑驳光影，但并不是我们现在要讨论的。前面说到的那片光，那片“宇宙微光”才是我们的兴趣所在。飞向它，该用多快的速度可想而知，至少要比光速快100万倍才可能在一年之内到达那里——当然，这仅仅是一个思维游戏，事实上没有任何东西可以超越光速——我们离它越近，它在黑暗天空中就展开得越大，直至覆盖了天空的一半，仅余我们身后的一片漆黑。
在到达这一阶段之前，我们可以看到在那片光雾之中出现了许多闪烁着珍珠般光亮的小点。继续向前飞行，这样的光点愈渐增多，不断地与我们擦肩而过并远远消失在身后，更多新的光点迎面而来，如同乘客在飞驰的列车上看到窗外不断掠过的风景与房屋。于是，身处其中的我们逐渐发现，这些光点就是夜晚看到的散布在天空中的星斗。如果我们用之前预想的超高速度穿越整片光云就会发现，除了散布在黑丝绒般的空中的各种色彩和形状的光雾与光云外，其他什么都没有。
但是，我们并不会急匆匆地穿越美丽的光云，而是先选择一颗星星，将我们的速度减缓，从而可以仔细地观察它。这只是一颗小小的星星，随着我们接近，它变得越发明亮起来。一段时间之后，如暗夜烛火；又一段时间之后，似乎可以映出影子；再过一段时间，它的光已经可以照亮书本了；又过了一段时间，星星的亮光耀眼夺目，热力如太阳一般。是的，它就是太阳！
接下来，我们再选定一个位置，对于我们刚刚的旅程而言，这个位置就在太阳的旁边，不过按普通的计量单位计算却已经在几十亿千米之外了。现在，我们仔细环顾四周，便能看到八颗如星星般的光点远近不同地分布在太阳周围。如果我们长时间观察这些光点，就会发现它们都在围绕着太阳运行，且绕行一周的时间长短不一，有的只需3个月，有的却要165年。这些光点与太阳距离的远近也有着巨大差异，最远的一颗比最近的一颗远大约80倍。
这些如星星般的东西就是行星，只要我们认真观察就会发现它们与恒星的不同——它们都是不透明的黑暗物体，不发光，只能借助太阳的光。
我们接着观察其中一颗吧。根据它们距离太阳远近的次序，我们选择了第三颗行星。从上方接近这颗行星——也就是从它与太阳的连线成直角的地方，越靠近，它就变得越大越明亮。当距离非常接近时，它看起来就像半轮明月——一半在太阳的照耀下异常明亮，另一半则隐于黑暗之中。再接近一些，被太阳照亮的部分持续扩大，并呈现出斑驳的光点。逐渐再扩大一些，斑驳的光点就化成了海洋和陆地，大约有一半表面被云遮住而看不到；隐在黑暗中的那部分，也呈现出一些不规则分布的明亮斑点，闪耀着如钻石般的光芒，这是人类在地球上的杰作——城市灯火。我们关注的这个表面在眼前不断延展，慢慢覆盖了越来越多的天空，直到最后我们看出这就是全部世界。我们落在上面，回到了地球。
上文讲述的这些，让我们了解到，飞越天空时凭肉眼看不到的那个点，当我们接近太阳时，它就成为一颗星；更接近一些，会发现那是一颗不透光的球体；最后，它成了我们现在居住的地球。
这趟想象的飞行旅途让我们明白了一个重要的事实：夜空缀满的星星大多数都是恒星，都是太阳。换句话说，太阳只是其中一颗恒星。相比之下，太阳还是同类恒星中较小的一颗，有很多恒星发出的光和热是太阳的几千甚至上万倍。倘若仅从恒星固有的内在价值来评价群星，那么看起来光芒万丈的太阳着实没有足以超越其亿万同类的杰出方面。我们之所以强调太阳的重要性以及它在我们眼中的伟大程度，都源自我们与它之间一种偶然的关系。
以上就是我们对这一伟大宇宙星辰系统的描述。从地面上看到的现象与想象飞行中的后半段看到的类似，天空中散布的繁星正是我们想象飞行中见到的那些星辰。我们从地面的位置仰望天空，与我们在遥远星空中的某一点上观测天空，其最大的区别就在于太阳和行星所处的突出位置。白天，太阳的万丈光芒遮蔽了漫天星辰。假设我们能在更广阔的区域截住太阳的光芒，就能看到星辰日日夜夜在空中闪烁。这些天体围绕在我们周围，恍然间地球就好似巍然立于宇宙中心，而这恰好符合我们祖先的猜想。
我们可以把在天空中看到的与在前面了解到的宇宙最大限度地联系起来。我们称宇宙空间物质的存在形式为天体，天体可以分为两类：一类由万千星星组成，它们的排列方式和外观与我们前面讲的一样；另一类则以一颗星星为核心，其他星星受它的某种力量影响而围绕它，这是所有天体中对我们来说最重要的一类。以太阳为中心主星，许多小星星环绕太阳而构成的一个星群被称为太阳系。太阳系有一个主要特征——与宇宙中众多星辰间令人惊叹的距离相比，它的范围实在太小了。以我们现在的了解，太阳系周围的辽阔空间什么都没有。即便我们可以从太阳系的一边飞越到另一边，并不会缩短前方的星星与我们的距离；即使到了太阳系的边缘，我们看到的星座形状也与从地面上看到的完全一样。
天体的大小和距离可以帮助你描摹出宇宙大致的样子，但我不想在这里列举太多数字，我们不妨来做一个宇宙模型，或许更有助于我们建立起概念上的认识。首先，在这个宇宙模型中，我们把居住的地球设想为其中的一粒芥子，对照这个比例，月球就只是仅有芥子直径1/4大小的一粒微尘，位于距离地球2.5厘米远的地方。我们再用一个大苹果来表示太阳，把它放在距离地球12米远的地方。至于其他行星，大小各不相同，从肉眼不可见的微尘到一粒豌豆都有，它们与太阳之间平均有着4.5米到360米的距离。我们可以想象一下，这些小东西开始围绕太阳慢慢旋转，如我们前面所讲，它们旋转一周所用的时间也不同，从3个月到165年不等。芥子（地球）每年围绕大苹果（太阳）转一圈，月亮会像好朋友一样陪着它绕大苹果（太阳）旋转一圈，同时，月亮还会绕着芥子（地球）旋转，一个月旋转一圈。
按照这个比例可以计算出，我们做的太阳系模型可以平放在2.6平方千米范围之内。在这个范围之外，即使我们能飞越比整个美洲大陆还宽广的距离，也看不到任何东西，偶尔只有一些彗星散布在模型边界。在更遥远的地方，我们还会碰到一颗最接近的恒星，这颗恒星就像我们的太阳，同样可以用一个苹果来表示。再远一些，还有这样的星系分布，但它们之间的距离基本和太阳与最接近它的恒星的距离一样。不过，按照我们的模型比例，在地球这么大的地方，能容纳下的也只有两三颗星星。
由此可知，在之前设想的宇宙空间中飞行时，像地球这么小的东西很容易被我们忽视，即使仔细搜寻，也不一定能够找到它。我们就好比在密西西比河谷上空飞行的人，想看清楚美洲大陆某个地方的一粒芥子。即使是那个代表光芒万丈的太阳的“大苹果”，也完全可能被忽视，除非它刚好离我们很近。
星辰之间的距离太过遥远，仅凭我们的肉眼很难对宇宙的大小有一个清晰的认识，即便脑洞大开、充分想象也估算不出我们距离这些天体究竟有多远。如果我们能够通过眼睛发现星辰之间的距离，能够一眼看到恒星和行星表面的特征，那么宇宙的秘密早在人类开始对天空进行研究时就被发现了。只要稍加思考就会明白，如果我们站在距离地球足够远的地方，例如在地球直径1万倍的高空，我们将看不清地球的大小，在太阳的照耀下，只能看到一个一闪一闪的小点，与天上的其他星星一样。古人应该想象不出这样的距离概念，因此，他们一直认为所见的天体与地球截然不同。哪怕到了现代，我们仰望天空时，仍然不敢相信恒星比行星遥远千百万倍这个事实。看起来，所有星星似乎都分布在同一片天空。我们必须运用逻辑学和数学的原理，才可以真正了解天体真实的分布和距离的远近。
就是因为这样，我们才对天体之间距离的遥远没有认知，也就难以在心中形成与它们真实关系相符合的图像。 所以，读到这里，我提醒你们一定要集中注意力和想象力，如此，我才能够把这些复杂的关系尽可能用简单的方法表达出来，这对大家理解星辰的真实情况大有助益。
假设我们能将地球从脚下移走，让自己悬浮在半空中，就会看到太阳、月亮、行星和恒星环绕在我们周围，上下左右、东西南北都有。除此之外再也看不到其他别的什么了，而且如同我们之前所讲，这些天体看起来都与我们保持着相同的距离。从中心点以同样距离向周围分散在各个方向上的所有点，都一定位于同一个球面上，而所有天体就好似被安置在这个球面上一样。
天文学研究的对象是天体相对于我们的方位，我们看到的球体就仿佛真实存在于天文学中，这就是所谓的“天球”（celestial sphere）。在这种假设的基础上，地球不在我们脚下了，那么天球上的所有天体就都会停止运行，时间一天天过去，恒星停留在那里似乎丝毫不动。但只要认真对行星进行观察，我们便会发现，它们在几天或者几周内（观测的时间由各自情况而定）在悄悄地围绕太阳运行。这种情况并不能被马上发现。我们首先想到的，是这个天球由什么构成，那些天体又为什么可以固定在它的内部表面。古人应该也考虑过这个问题，他们将这个观点修正得更符合实际情况，也由此想象出许多天球嵌套在一起，从而形成天体的不同距离。
好了，让我们再把地球搬回来吧！接下来要考验一下大家的想象力，地球与天空的大小相比，仅仅是一个小点；但如果我们将它放在适当的位置上，它的表面就会遮挡住我们眼中的一半宇宙。就好像我们把一个有虫子的苹果放在房间，在小虫的眼中看到的就是被苹果挡住一半的房间。地平线上一半的天球是可以看到的，我们称它为“可见半球”（visible hemisphere）；而另一半在地平线下被地球挡住的天球，则被称为“不可见半球”（invisible hemisphere）。当然，如果你想看到另一半球，通过环球旅行改变你在地球上的位置就可以了。
了解了前面这些情况，我要再次提醒大家集中注意力了。你们一定知道地球不是静止的，而是围绕着中心轴时刻转动，这样的旋转会让整个天球看起来似乎是在自东向西转。地球的这种自转和由此导致的星辰视觉转动被称为“周日运动”（diurnal motion），因为它们是一日一周的运动。
接下来我们再来了解一下，地球自转这一简单概念与由此引起的天体周日视运动表现出的复杂现象之间的联系。天体周日视运动因观察者在地球上选择的纬度不同而不同。
我们首先从北纬中部地区开始观察。为了更好地得到答案，我们还是先想象出一个天球，一个内部空间足够大的空球，大小与摩天轮类似，直径约10米。如图1–1所示，这个空球被固定在转轴的两点（P和Q）上，从而使空球可以倾斜转动。O是中心点，上面放着一个平面盘子NS，我们就位于这个平面盘子上。星座则位于空球内部，并分布于整个内表面，空球的下面一半也有星座，只是被平面盘子遮住，我们无法看到。这个平面盘子表示地平线。
我们让这个大空球围绕轴点转动起来，就会看到轴点P附近的星星也围绕着P点旋转。K点到N点这个圆周上的星星会随着空球的旋转擦到平面盘子的边缘。而那些距离P点更远的星星会掉落到平面盘子的下面，掉落的远近程度与它们到P点的距离有关。靠近EF圈的星星则在P点和Q点中间，当空球开始旋转，它们附近的星星一半在平面盘子的下面，一半在平面盘子的上面。而S点到T点这个圆周上的星星却不能转到平面盘子上面来，也就是说，我们永远看不到它们。
天球在我们眼中就是这样一个球体，只是无穷大而已。看起来它似乎一直在围绕天空中的一点不停旋转，太阳、月亮和星星都随其转动。星辰之间保持着它们的相对位置，如同固定在旋转的天球上。如此也就意味着，如果我们想在夜间的任何时刻为星星拍摄一张照片，那么只要我们掌握了正确的方位，它们在其他时间还会处于照片中相同的位置。
继续回到图1–1，我们将转轴上的P点称为“天球北极”（north celestial pole）。对于居住在北纬中部的人们（我们大部分人都住在这里），“天球北极”是在北天上，几乎接近顶点和北方地平线的中心。我们居住的地方越靠南，北极也就越靠近地平线，它离地平线的高度恰好与观测者所在地的纬度一致。距离北极最近的一颗星就是我们常说的北极星（Polaris），关于如何寻找它，我们将在后面详细介绍。如果是一般的观测，北极星几乎一直停在那里，并没有怎么移动。它与北极的夹角也仅有1˚多一点，但我们现在不用去讨论这个差异。
正对着天球北极的是“天球南极”（south celestial pole），它位于地平线的下方，与北极到地平线的距离相同。
显而易见，从我们所处的纬度看到的周日运动是倾斜的。当太阳从东方冉冉升起时，它看起来并不是从地平线上一直升起，而是沿着斜向南方与地平线呈一个锐角来运动。所以，当它落山时，运动的轨迹也是以同样倾斜的角度向地平线靠近。
假设我们手中现在有一个很大的圆规，大到可以接近天空。我们把圆规其中一只脚固定在天球北极，另一只脚则放在天球北极下面的地平线上。固定在天球北极那只脚保持不动，用另一只脚在天球上画出一个完整的大圆圈。这个圆圈的最低点正好与地平线相连，从我们居住的北纬地区看过去，它的最高点已经快要接近天顶了。这个圆圈上面的星星是永远不会坠落的，看起来它们只是每天围绕北极转一圈，因此也被称为“恒显圈”（circle of perpetual apparition）。
在这个圆圈以外，靠近南面远处的星星升起又落下，但是越靠南的星星，它们每天在地平线上走过的路程就越少，直到最南方的一点上，几乎就看不到了，星星只会在地平线上一闪而过。
从我们所在的纬度看过去，更靠南的星星根本不会出现。这些星星都在一个“恒隐圈”（circle of perpetual occultation）内，这个圈以天球南极为圆心，与恒显圈以天球北极为圆心一样。
我们来看一下图1–2，这是一个可以从北方观察到的恒显圈内北天上的主要星座。如果将适当的月份转到对应的顶上，我们就能在当月晚上的八点左右看到北天中的星座。图中还标出了寻找北极星的方法，就是利用大熊星座七颗星星（Ursa Major，俗称北斗七星）中的“指极星”（Pointers）的延长线，可以在其所指的方向上找到北极星。
现在，让我们改变角度看看会发生什么变化，如果我们是向赤道的方向旅行，那么地平线的方向会随之改变。在途中，我们还将发现北极星渐渐下落。我们距离赤道越来越近，北极星也将越来越接近地平线，我们到达赤道时，北极星就到达地平线上了。我们之前讲到的恒显圈也自然会越来越小，在我们到达地球时，恒显圈完全消失在赤道上，南北方向的地平线上是天球的两极。这里的周日运动与我们讲到的大不相同。太阳、月亮和星辰一同升起。如果有一颗星刚好从正东方升起，它一定会经过天顶；天上升起来的偏南的星星，一定将经过天顶南边；而从偏北升起的星星自然会经过天顶北边。
继续向南，到达南半球。我们就会发现，虽然太阳是从东方升起，通常却经过天顶的北面横过中天。南北两半球最主要的不同在于：既然太阳是经过天顶的北面横过中天，那么太阳的视运动就与我们所处的地方不同，并不是和钟表上的时针运动方向一样，而是恰好相反。在南纬中部地区，看不到我们熟悉的北天星座，它永远在地平线以下，天空中都是我们没见过的新的南天星座。其中一些还以美丽壮观著称，例如南十字星座。事实上，人们通常认为南天上的星座比北天上的更美丽、更多。但这一观点已被证实并不准确。经过对这些星辰的仔细研究和计算，我们发现南天和北天拥有的星星数量基本相同。之所以会产生这样的错觉，或许是因为南半球的天气相对晴朗，南半球非洲大陆和美洲大陆的空气中烟雾含量比北半球少，加之气候干燥，因此南天上的星星看起来更为繁多。
我们在前面讲过的北天星辰绕着天极的周日运动同样适用于南天。不过，南天极没有南极星，所以无法辨别天球南极的位置。尽管南天极周围分布着一些小星星，但远不如天空中其他位置的星星那样密集。南半球当然也是有恒显圈的，并且越向南圈越大。这进一步说明，南天极周围也围绕着一圈永远不会坠落的星星，并一直围绕南天极旋转，旋转的方向也和北天极的星星相反。相对来说，当然北半球也有其恒隐圈，北极附近的星星就在这个圈内，这些星星在我们所处的北纬上也是永不坠落的。我们只要越过南纬20˚，就完全看不到小熊座（Ursa Minor）上的任何天体了，再向南，大熊星座也只在地平线上露出一小部分。
如果我们的旅行继续向南，就将告别星辰的升落，因为那些星辰围绕天空的运行轨迹是平行的，轨迹的中心——也就是南天极，与天顶重合。这种情况也同样发生在北天极。
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。