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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