6月22日左右，太阳运行到夏至点，太阳赤纬等于黄赤交角，阳光直射北回归线。当日北半球各地，中午太阳最高，白昼时间最长，黑夜时间最短，接受太阳光和热最多，日出和日没点偏北程度最大。夏至后，太阳光直射点南移，9月23日左右，太阳运行到秋分点，阳光再次直射赤道。
12月22日左右，太阳运行到冬至点，阳光直射南回归线，对北半球来说，此时的情况正与6月22日相反。冬至后，阳光直射点开始北移，到3月21日就会又直射赤道。
这样，对于地面上的某一地带，在一年中的不同日期，日出和日没点方位不断变化，白天太阳在天球上所走的距离长短不同，即白昼长短不同，于是太阳光照射的时间也不同。正午太阳高度也不断变化，阳光与地面倾斜角度也随之变化。太阳光照射时间、照射角度的变化使某地带所接受的太阳光和热产生多、少的差别，从而形成春暖夏热秋凉冬冷的气候变化。
四季构成一年，即为回归年，它的天文意义是平太阳连续两次通过春分点的时间间隔。回归年的长度为365.2422日，就是365天5小时48分46秒。它由长期的天文观测所得。
朔望月
自古以来，月亮周期性的阴晴圆缺是人们制定历法的根据之一。月亮围绕地球公转，同时自转，两者周期相同，方向相同，因此月亮总以相同的一面对着地球。在人造卫星上天之前的漫长岁月里，人们从未见过月亮的后脑勺。
月亮本身不发光，只把照射在它上面的太阳光的一部分反射出来，这样，对于地球上的观测者来说，随着太阳、月亮、地球相对位置的变化，在不同日期里月亮呈现出不同形状，即是月相的周期变化。也就是说，虽然月亮被太阳照射时，总有半个球面亮着，但由于月亮不停绕地球公转，时时改变自己的位置，所以它正对地球的半个球面与被太阳照亮的半个球面有时完全重合，有时完全不重合，有时一小部分重合，有时一大部分重合。这样，月亮就有了阴晴圆缺的变化。
当月亮处在太阳和地球之间，它的黑暗半球对着人们，人们根本无法看到月亮的任何形象，即为“朔”，朔在天文上指月亮黄经和太阳黄经相同的时刻。逢朔日，月亮和太阳同时从东方升起，就算地球把太阳光反射到月亮，再由月亮反射回的光，也被完全淹没在强烈的太阳光里。
当地球处在月亮与太阳之间，虽然三个星球处于一条线，但由于月亮被太阳照亮的半球朝向地球，月光整夜漫洒大地，即为满月，也就是“望”。这时，月亮黄经和太阳黄经相差180°。
上弦月·望：相对于日地距离来说，月亮与地球的距离太短，在天球上，月亮的东移速度比太阳大很多，每天月亮由西往东前进13°多点，而太阳只前进1°。
于是，朔后的月亮很快跑到了太阳东边，1～2天后，太阳一落下去，西边的天空就出现一弯新月，两个尖角指向东方。此后，月亮升起的时间越来越晚，月亮也逐渐丰满起来。约在朔后7天，月亮的黄经正好超过太阳90°，人们看到的月亮是圆弧朝西的半圆，即为上弦月。以后月亮继续东移，更加丰满，升起也更迟，直到望。从朔到望，月亮离开太阳的距离越来越大。
下弦月：望后，月亮逐渐向太阳移近，月面逐渐消瘦。当月亮黄经超过太阳黄经270°，它又变成半圆形，但圆弧朝东，即为下弦月。这时，当太阳从东方升起时，月亮正高悬在正南的天空，当然，人们的肉眼这时并看不见月亮。下弦后，月亮要到后半夜才从东方出来，它的半个圆面逐渐消蚀，变成狭窄的镰刀形，尖角向西。从望到朔，月亮与太阳靠得越来越近，终至于再次与太阳黄经相同，消失在晨曦中。
朔望月：月相变化的周期，是从朔到望或从望到朔的时间，称为朔望月。据观测结果表明，朔望月的长度并不固定，有时长达29天19小时多，有时仅为29天6小时多，它的平均长度为29天12小时44分3秒。
恒星月：月球与某一恒星两次同时中天的时间间隔称“恒星月”，它是月亮绕地球运动的真正周期。朔望月比恒星月长。
恒星月与日常生活关系不大，但朔望月却因月亮圆缺变化的周期，与地球上涨潮落潮有关，与航海、捕鱼密切相关，对人们夜间的活动产生较大影响，同时在宗教上，月相也占有重要位置，所以人们自然地将朔望月作为比日更长的记时单位。
小知识
星期的由来
星期制源于古巴比伦和古犹太国一带，犹太人将它传到古埃及，又由古埃及传到罗马，公元3世纪后，被广泛传播到欧洲各国。明朝末年，基督教传入中国，星期制也随之传入。
在欧洲一些国家的语言中，一星期中的各天并非按数字顺序，具有特定名字，以“七曜”分别命名。七曜指太阳、月亮、水星、金星、火星、木星、土星。其中，土曜日为星期六，日曜日为星期天，月曜日为星期一，火曜日为星期二，水曜日为星期三，木曜日为星期四，金曜日为星期五。
在不同地区，由于宗教信仰的不同，一星期的开始时间并不完全一致。埃及人的一星期从土曜日开始，犹太教从日曜日开始，伊斯兰教则从金曜日开始。在中国，起初以七曜命名一星期中的各天，清末才逐渐被星期日、星期一……星期六取代，习惯上，人们认为星期一是开始时间（某些地区把星期日作为一周开始）。
恒星日与真太阳日
地球的运动提供给人们计量时间的依据，给出两种天然的时间单位：日和年。“日”，指昼夜更替的周期，古人用圭表测日影来测定日的长度，如某天正午太阳位于正南方，表影最短，从这时起到第二天正午，太阳再次位于正南，表影最短的时间间隔为一天，也即一个真太阳日。
恒星日：连接一个地方正南正北两点，所得的直线为子午线，子午线和铅垂线所决定的平面是正南正北方向的子午面。某地天文子午面两次对向同一恒星的时间间隔称恒星日，恒星日是以恒星做参考的地球自转周期。
真太阳日：如果将时间单位定义为某地天文子午面两次对向太阳圆面中心（即太阳圆面中心两次上中天）的时间间隔，那么这个时间单位就被称为真太阳日，简称真时，也叫视时。它是以太阳做参考的地球自转周期。
恒星日总比真太阳日短一些。因为地球离恒星很遥远，远到从恒星上看来，地球似乎不动，相对于如此遥远的距离--地球的公转轨道已变作一个点。从这些遥远天体来的光线是平行的，无论地球处在公转轨道上的哪一点，某地子午面两次对向某星的时间间隔都未发生变化。比较起来，太阳离地球却近多了，从地球上看，太阳沿黄道自西向东移动，一昼夜几乎移动1°。
对于某地子午面来说，当完成一个恒星日后，由于太阳已移动，地球自转也是自西向东，所以地球必须再转过一个角度，太阳才再次经过这个子午面，就完成了一个真太阳日。
恒星日只在天文工作中使用，实际生活中，我们所用的“日”是指昼夜更替的周期，显然更接近于真太阳日。根据真太阳日制定的时间系统，称为“真太阳时”。
历书时
历书时，有称牛顿力学时，是指描述天体运动的动力学方程中作为时间自变量所体现的时间，或天体历表中应用的时间。它是由天体力学的定律确定的均匀时间。
历书时的初始历元取为1900年初附近，太阳几何平黄经为279°41′48″.04的瞬间，秒长定义为1900.0年回归年长度的1／31556925.9747。1958年，国际天文学联合会决议决定：自1960年开始，用历书时代替世界时作为基本的时间计量系统，规定天文年历中太阳系天体的位置都按历书时推算。历书时与世界时之差可由观测太阳系天体（主要是月球）定出。历书时的测定精度较低，1967年起已被原子时代替作为基本时间计量系统。
平太阳日与平太阳时
由于太阳的周年视运动不均匀，太阳运行至近地点时最快，至远地点时最慢，同时因为黄道与赤道并不重合，存在黄赤交角，所以根据太阳确定的真太阳日存在长短不一的问题。
为解决该问题，使计时系统均匀化，人们假想了一个辅助点--“平太阳”。它沿着天赤道匀速运行，速度是太阳在一年内的平均速度，并和太阳同时经过近地点（地球过近日点）和远地点（地球过远日点）。人们将“平太阳”连续上中天的时间间隔称为“平太阳日”。一个“平太阳日”等分为24个“平太阳小时”，一个“平太阳小时”等分为60个“平太阳分”，一个“平太阳分”又等分为60个“平太阳秒”。
根据这个系统计量时间得出的结果，称“平太阳时”，简称“平时”，即人们日常生活中使用的时间。
从19世纪末期开始，人们以“平太阳日”作为计量时间的基本单位。当时为计算方便，美国纽康（1835～1909）首先假设出一个“平太阳”。
近代，由于测时精度提高，人们发现地球自转并非绝对均匀，当然，它的速度变化很微小，根本不影响历法的制定。
真太阳时
以真正的太阳为参考点，以真太阳的视运动来计算地球自转一周的时间，就是说，太阳视圆面中心连续两次上中天的时间间隔叫一个真太阳日。一个真太阳日分为24小时，一个真太阳小时分为60分，一个真太阳分分60秒。
真太阳时在日常生活中应用不便，因为地球自转同时还绕日公转，且公转速度不均匀，如在近日点附近运动快，在远日点附近运动慢。
恒星时
一种时间系统，是以地球真正自转为基础，即从某一恒星升起开始到这一恒星再次升起（23时56分4秒）。考虑地球自转不均匀的影响的为真恒星时，否则为平恒星时。
原子时
原子时是以物质的原子内部发射的电磁振荡频率为基准的时间计量系统。
原子时的初始历元规定为1958年1月1日世界时0时，秒长定义为铯-133原子基态的两个超精细能级间在零磁场下跃迁辐射9192631770周所持续的时间。这是一种均匀的时间计量系统。1967年起，原子时已取代历书时作为基本时间计量系统。
原子时的秒长规定为国际单位制的时间单位，作为三大物理量的基本单位之一。原子时由原子钟的读数给出。国际计量局收集各国各实验室原子钟的比对和时号发播资料，进行综合处理，建立国际原子时。
地方时·区时·世界时
平常人们在钟表上看到“x点x分”，习惯上将其称为“时间”，但其实应将其称为“时刻”。某一地区具体时刻的规定，与该地区的地理纬度有一定关系。如世界各地的人都习惯将太阳处在正南方（太阳上中天）的时刻定为中午12点，此时正好背对太阳的另一地点（地球的另一侧），其时必是午夜12点。如全世界统一使用一个时刻，只能满足在同一条经线上的某几个地点的生活习惯。所以，整个世界的时刻不可能完全统一。这种在地球上某个特定地点，根据太阳具体位置确定的时刻，称为“地方时”。因此，真太阳时又称“地方真太阳时”（地方真时），平太阳时又称“地方平太阳时”（地方平时）。地方真时和地方平时均属于地方时。
1879年，加拿大铁路工程师伏列明提出“区时”概念，该建议在1884年的一次国际会议上被认同，由此正式建立统一世界计量时刻的“区时系统”。
“区时系统”规定：将地球上每15°经度范围作为一个时区（太阳1小时内走过的经度）。这样，整个地球表面就被划分成24个时区。
各时区的“中央经线”规定为0°（本初子午线）、东西经15°、东西经30°、东西经45°……直到180°经线，在每条中央经线东西两侧各7.5°范围内的所有地点，一律使用该中央经线的地方时作为标准时刻。“区时系统”在大范围解决了各地时刻的混乱，使世界上只存在24种不同时刻，而且由于相邻时区间的时差正好为一个小时，这样各不同时区间的时刻换算变得非常简单。
规定了区时系统后，假如人们由西向东周游世界，每跨越一个时区，就会把表向前拨一个小时，在跨越24个时区回到原地后，表也刚好向前拨过24小时，即为第二天的同一钟点；相反，当人们由东向西周游世界一圈后，表指示的是前一天的同一钟点。
为避免日期错乱，国际上统一规定180°经线为“国际日期变更线”。由西向东跨越国际日期变更线时，得在计时系统中减去一天；反之，由东向西跨越国际日期变更线，就得加上一天。
夏令时差
人造时间中还有一种“战时时间”，又称“夏令时间”、“日光节约时间”。有些国家、地方在夏季时因日出早、日落迟，白昼较长，为充分利用日光，节省用电，将作息时间提早一个小时（把钟表拨快一个小时）。
三垣
中国古代为认识星辰和观测天象，将天上的恒星几个一组，每组合定一个名称，这样的恒星组合称星官。各星官包含的星数多寡不等，少到一个，多则几十个，所占的天区范围各不相同。在众星官中，有31个占有重要地位，这就是三垣二十八宿。后来，三垣二十八宿发展成中国古代的星空划分体系，类似现代天文学中的星座。
三垣包括紫微垣、太微垣和天市垣。
紫微垣包括北天极附近的天区，大致相当于拱极星区，如大熊、小熊、天龙、仙王、仙后等。中国古代多以皇家贵胄命名，如天皇大帝、太子、太尊等。
太微垣包括室女、后发、狮子等星座的一部分，中国古代多以大臣官职命名，如三公、九卿、虎贲、从官、幸臣等。
天市垣包括蛇夫、武仙、巨蛇、天鹰等星座的一部分，中国古代多以市井商贾命名，如斗、斛、肆、楼等。
小知识
二十八宿
二十八宿又称二十八舍、二十八星，是中国古人为观测日、月、五星运行划分的二十八个星区，用以说明日、月、五星运行所到位置。每宿包含若干恒星。
二十八宿自西向东排列为：东方苍龙七宿（角、亢、氐、房、心、尾、箕）；北方玄武七宿（斗、牛、女、虚、危、室、壁）；西方白虎七宿（奎、娄、胃、昴、毕、觜、参）；南方朱雀七宿（井、鬼、柳、星、张、翼、轸）。
四象
古人把东、北、西、南四方每一方的七宿想象作四种动物形象，称为四象。东方七宿如同飞舞在春天夏初夜空的巨龙，故称东官苍龙；北方七宿似蛇、龟出现在夏天秋初的夜空，故称北官玄武；西方七宿犹猛虎跃出深秋初冬的夜空，故称西官白虎；南方七宿像一展翅飞翔的朱雀，出现在寒冬早春的夜空，故称南官朱雀。
潮汐
潮汐是沿海地区的一种自然现象，古代称白天的潮汐为“潮”，晚上的称为“汐”，合称“潮汐”。它的发生和太阳、月球都有关系，也和中国传统农历对应。在农历每月的初一即朔点时刻处太阳和月球在地球的一侧，因而有最大的引潮力，从而引起“大潮”，在农历每月十五、十六附近，太阳和月亮在地球两侧，太阳和月球的引潮力彼此推拉也会引起“大潮”；在月相为上弦和下弦时，即农历的初八和二十三时，太阳引潮力和月球引潮力互相抵消一部分发生“小潮”。
由于月球和太阳运动的复杂性，大潮可能有时推迟一天或几天，一太阴日间的高潮也往往落后于月球上中天或下中天时刻一小时或几小时，有的地方一太阴日就发生一次潮汐。
