正像我们有平行于赤道而环绕地球赤道南北的纬度圈一样，天球上也有与天球赤道平行以两天极为中心的圈子。正像地球上的纬度圈越接近两极越小一样，天球上的纬度圈也越接近天极越小。
我们知道地上的经度是根据通过该地的从北极到南极的子午圈而定的。这子午圈与格林威治子午圈所成的角度便是当地的经度。
在天球上，我们也有同样的东西。也想象出一些线介于北天极到南天极之间在各方向散开，但都与天球赤道成直角正交，如图３所示。这便叫做“时圈”（ｈｏｕｒ ｃｉｒｃｌｅｓ）。其中之一叫做“二分圈”（ｅｑｕｉｎｏｃｔｉａｌ ｃｏｌｕｒｅ），图中也标示着。这条线正好通过春分点（这一点我们下一章就要讲到）。它在天上的作用与格林威治子午圈在地上的作用相同。
天球上一颗星的位置与地球上一座城的位置是用同样的方法来定的：由它的经纬度来表示。可是用的名词却不大一样。天文学中，等于地上经度的叫做“赤经”（ｒｉｇｈｔ ａｓｃｅｎｓｉｏｎ）等于地上纬度的叫做“赤纬”（ｄｅｃｌｉｎａｔｉｏｎ）。于是我们便有了下面这些定义，我要请读者把它们好好的记下来。
一颗星的赤纬便是它距离天球赤道在南北方向上的视距。图３中的星正在赤纬北２５度。
一颗星的赤经便是经过这颗星的时圈与经过春分点的二分圈所成的角度。图３中的星正在赤经３时上。
在天文学中，一颗星的赤经是用时分秒来表示的，正如图３中所示。可是它也可以用度数来表示，正像我们说地上的经度一样。用时表示的赤经化成度数只须乘以１５便可得。这是因为地球在每小时中旋转１５度角。从图３中还可看出，纬度的相差体现在直线距离上，全地球上都一样长短，而经度相差却不然了，它的直线距离从赤道到两极越来越小。在地球赤道上，一经度的相差约相距１１１．８千米，可是在南北纬４５度上，它只有６７．６千米了。在南北纬６０度上它已不到５６千米。在两极它便等于零了，因为在那儿各子午圈都相遇于一点了。
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怎样确定一个天体的位置（2）
我们还可看到地球自转的线速度也依这一规律而减小。在赤道上经度相差为１５度则直线距离约为１ ６００千米，地球旋转线速度约为每秒钟４６０米。但在南北纬４５度上，线速度已减小到每秒３００米多一点了。在南北纬６０度上已只等于赤道的一半；到了两极上则减小为零了。
应用这种经纬到天上去，唯一的困难只是地球的自转。只要我们不旅行，我们便永在地球的某一经度上不动。可是因为地球的自转，天上任何一点的赤经（在我们看来是固定的）却不断的移动了。天球子午圈与时圈的差别仅仅在于前者随着地球旋转而后者却固定在天球上不动。
几乎在地球与天球的每一点上都有一种严格的相似。地球在它的轴上从西往东旋转，天球便好像从东往西旋转。如果我们想象地球正在天球中央，有一根公共转轴穿过它们（如图３所示），我们就可以对它们的关系得到一个明晰的概念了。
假如太阳也像星辰一样几乎年年岁岁都固定在天球上不动，那么要找一颗我们已知赤经和赤纬的星星肯定会比较容易一些。因为地球有每年一次的环绕太阳的公转，所以在每晚相同时刻，天球上的太阳视位置便永不相同。我们下面就要指出这种公转所产生的影响。
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地球的周年运动及其结果
大家都知道地球不仅在自己的转轴上旋转，还环绕太阳做一年一次的公转。这种运动的结果——实际上是表明这种运动的现象——便是看起来好像太阳在众星之间每年环绕天球一周了。我们只要想象我们自己环绕太阳运动，并且看到太阳在向相反的方向运动，就不难知道一定会看出太阳在众星之间移动了，因为星辰比太阳要遥远得多。不错，这种运动不是立刻可以看出的，因为白昼看不见星。可是如果我们每天都守候着西天的某一颗星，就会看到它一天比一天落得早，换句话说，一天比一天更接近太阳——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�