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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日前后到达。
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图8 3月到9月间太阳的视运动
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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日到达离赤道最南的一点，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。
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现在我们看到太阳的周年视运动的轨迹中有4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。
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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”（col ure s）。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。
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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。
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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此麻烦，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
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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一些，而且与地面所成的角度也要大一些。在南半球上的情形便恰好与此相反。太阳从9月23日到翌年3月21日之间照耀地面的时间，南半球上比北半球上长些了。于是当北半球是冬季时，南半球便是夏季，彼此恰恰相反，这边夏季那边又是冬季了。
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真运动与视运动的关系
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在更进一步之前，我们不妨把我们所谈论过的现象总结一下。过去所说的是从两种观点出发的：一是地球的真运动，一是由这种真运动所引起的天体的视运动。
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真周日运动是地球绕自己的轴自转。视周日运动是因地球自转而生的星体现象。
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真周年运动是地球环绕太阳的公转。视周年运动是太阳在群星之间环绕天球。
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由于真周日运动，我们的地平便从太阳或星辰上经过。于是我们依据我们实际看到的情形说太阳或星辰上升或落下了。
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约在每年3月21日前后，地球赤道的平面从太阳的北面到南面去，约在9月23日前后又从南而北。于是我们说太阳在3月经过赤道向北，在9月又经过赤道向南了。
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在每年6月地球赤道的平面在太阳之南的最远处，在12月又在太阳之北的最远处。我们便说，在第一种情形中太阳在北至点，在第二种情形中在南至点了。
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相对与地球轨道垂直的线，地球的自转轴倾斜了23.5度。眼见的结果便是黄道也对天球赤道倾斜23.5度了。
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在6月及夏季的其他月份中，地球的北半球倾向着太阳这一边。被地球带着转的北纬度地区便在旋转一次中得太阳光的时间有一大半，而南纬度地区便只有一小半。在我们看来的结果便是每天太阳在地平线上的时间较长，我们过着炎热的夏季，而南半球则昼短夜长正是冬季。
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在我们过冬的时候，这种情形便恰好反过来。南半球倾向着太阳，北半球远离太阳。结果，南半球上昼长夜短正是夏季，北半球上却轮到寒冷的冬季了。
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如果我们从相对性原理出发，就很容易理解上述这些事实了。因为宇宙没有中心，而所有参考系对描述物理定律都是平权的，所以我们无法判断时空中哪个参考系是绝对参考系，所有运动都是相对的。
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年与岁差
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我们区分年的办法最自然的是依地球环绕太阳一周的时间来定。按我们所说的看来，这种长短便有两种不同的度量方法：一是量出太阳经过同一颗恒星两次之间的时间，一是量出太阳经过春分点（或秋分点，即经过天球赤道）两次之间的时间。如果二分点是固定在众星之间不变位置的，这两种度量方法的结果便会完全相等了。但是古代天文学家根据千百年观察的结果发现，两者并不一致。太阳以恒星为起点绕天空一周比以春分点为起点绕天空一周要多费时约11分钟时间。这说明春分点是在众星之间一年一年不停地移动位置了。这种移动便叫做“岁差”（the precession of equinoxes）。这也是与天上的东西毫不相干的，只是由于地球在环绕太阳时每年不断地慢慢移动地轴的方向而已。
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我们假定图6中的地球一直旋转下去，经过六七千年转过六七千次后，我们就会发现那时地轴的北极不是向着我们的右方，却正对着我们这边了。再过六七千年它会转向我们的左方；然后再过同样长的时间，它就会背向着我们；而如果再过同样长的时间，也就是说约2.6万年以后，它又回到原来的方向了。
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既然天极是依地轴的方向而定，这种地轴转向的结果自然也要使天极在天上绕一个圆圈了，这圈的半径约有23.5度。现在的北极星离北极约一度多一点。可是北极却渐渐接近它，直到约200年后又离它而去。1.2万年后北极要移到天琴座（Lyra）中，离该座的亮星——织女星（Vega）约有5度。在古希腊人的时代中，他们的航海者并不认得什么北极星，因为现在的北极星那时离北极还有10度到12度远，那时的北极在北极星与大熊座之间，那时的水手只能依靠大熊座定他们航行的方向。