在北极，从春分日到秋分日，有半年不落的太阳；而另外那半年，则是连续的沉沉黑夜。春分过后，太阳每天一圈沿地平线打转，十分艰难地慢慢爬升，到夏至爬到最高，往后又缓慢下落，到秋分时落下地平线，半年以后的下一个春分，才会再升起。南极的情况与北极正好相反，从春分日到秋分日太阳永不上升，而从秋分日到春分日太阳永不下落。
在北极圈上，夏至日那天太阳不落，在半夜时它只和地平相切于北点；冬至日那天太阳不上升，只在中午时于南点附近光芒一现。
（三）星空的四季变化
由于地球的自转与公转，我们看到天球上星座的位置也在不断变化，不仅每天有升有落，而且不同季节的同一时间看到的星空也不一样。例如，就黄道带附近的天区而言，每年春季，夜晚人们主要看到的是狮子座、室女座等星座；每年秋季，夜晚看到的主要是宝瓶座、摩羯座等星座。每过三个月，同一个星座就要提前6小时出现。
与太阳的周年视动一样，在地球的不同纬度处，一年四季看到的星座也是不同的。
四、天文观测的时间系统
时间的计量对于天文观测是很重要的，这里我们仅介绍几个由地球自转周期确定的时间系统。
（一）平时与恒星时
平时我们日常生活所用的时间系统称为平时，在这种时间系统中以地球自转一周的时间作为一日。若地球的自转以真太阳(即太阳的视圆面中心)为标准，则地球自转一周的时间叫做一个真太阳日，相应的有真太阳时、分、秒等。真太阳时作为一种计时系统是不方便的，因为地球自转与公转的速度不均匀。因此，天文学家引入一个以平均速度运动的假想的平太阳作为衡量地球自转速度的标准，相应的日叫平太阳日。
恒星时真太阳有视圆面，很难观测准确；而平太阳是假想点，无法观测。因此实际的测时工作常借助于恒星，于是就有了另一个计时系统--恒星时，它以某颗恒星为标准来度量地球的自转，由此可得到相应的恒星时、分、秒。平太阳日和恒星日两个时间单位长短不同，平太阳日比恒星日长，一年里有365.25个恒星日，因此恒星钟比平时钟每天快4分钟左右。
恒星时在平常生活中不使用，但在天文观测中却离不开它。由恒星时的定义可知，恒星时S在数值上等于春分点的时角tr，即等于任一恒星的赤经a与其时角t和：S＝tr＝α+t进行天文观测时只要知道了地方恒星时S和某星的赤经a，就可由上式算出它的时角t，利用望远镜的赤纬盘和时角盘就可以方便地对向天体进行观测。当恒星上中天时它的时角t=0，则有S=a；因此恒星时等于上中天的恒星的赤经。进行天文观测必须要熟悉和掌握恒星时和平时的换算。
（二）地方时、世界时和区时
地方时恒星时、平时都具有地方性，都是地方时。这是因为在这些时间计量系统中，计量时间的起算点是天体过上中天，而对于不同地理经圈的两地，它们的天子午圈是不同的，因而不同地点时刻起算点各不相同，这就形成了各自的时间计量系统--地方时系统。不同的两地同时观测同一天体，其时角之差，等于这两地的地理经度之差。因而，只要两地经度有差别，两地的地方时刻就不相同。例如，我国幅员辽阔，当东部乌苏里江的渔民迎来黎明的曙光时，西部帕米尔高原还在深夜。
世界时为了统一时间计量，国际上统一规定了全球的标准时，它是以英国格林尼治天文台原址所在的子午线起算的，即格林尼治的地理经度λ=0°，该地的地方平时就作为世界时，用字母M表示；其他地方的平时与世界时的关系为：m=M+λ东经λ取正，西经λ取负。知道世界时，就可求出任一地方的地方时，或反之。
区时为了适应电信和交通发达后国际交往的需要，避免由于地方时不同造成的不便，1884年在华盛顿举行的国际子午线会议规定，全世界统一实行分区计时制。根据地理经度，以0°，15°及15°倍数的经线为标准时线，将全球分成24个时区，每15°一个区。在同一时区内，都采用中央经线上的地方平时作标准时间，相邻两时区的标准时间相差整一小时。根据这一原则，东、西两半球各分为12个时区。格林尼治子午线为零时区的中央子午线，两旁各7.5°的经度范围属零时区，这一时区内采用格林尼治地方时，即世界时。依次类推有东一、东二、东三……东十二时区；西一、西二……西十二时区。东十二时区和西十二时区重合，共同使用180°经线的地方时，但日期不同。这样划分，区时和地方时相差不过半小时，对人们的生活影响不大。显然，区时等于世界时M与时区号(N)相加，东时区为正，西时区为负。
为了统一全球的日期，国际规定，在太平洋中以180°经线为准，避开陆地和岛屿画一条国际日期变更线，叫做日界线。若从东十二区进入西十二区，日期减一天；反之，日期加一天；时间不变。
S时区的划分与日界线不同国家根据自己的法律规定使用自己国家的统一区时。我国从东向西横跨五个时区，中华人民共和国成立后，我国统一采用北京所在的东八时区的区时，即东经120°经线的地方时为“北京时间”。需注意的是，北京时间不是北京地方平时，两者相差约14.5分钟。
北京区时=世界时+8小时中央人民广播电台发出的时号就是北京区时，减去8小时就是世界时。
北京区时与地方恒星时的换算。如果在地理经度为λ的地区进行观测，观测时北京区时为T，那么此时的地方恒星时S可由下式确定：S=So+(T－8)(1+1/365.2422)+λ式中So为格林尼治0时的地方恒星时，可查天文年历得到。
前已述及，知道了地方恒星时S，就可由S=α+t知天体的时角t，进而对天体进行观测。
（三）天体的出没时刻
天体的出没时间是变化的，不掌握它的规律和特点也不能顺利进行天文观测。由于地球绕日公转一周需365日，所以太阳在天球上沿着黄道每天大约东移1°，即每天提前4分钟降落地平，因此同是一颗星，第二天就比前一天早升起4分钟。
对于任何观测地区(地理纬度φ地理经度λ)，天体出、没地平时天体的天顶距均为90°(即z=90°)。通常，查星表可知天体在一定历元(起算年代，如2000.0年)的天球赤道坐标a和δ，由坐标换算公式COSZ=sinφsinδ+cosφcosδcost且天体出、没地平时z=90°可得COSt=-tanφtanδ由此式给出两个解：t的正值与t的负值，前者为天体没地平的时角，后者为天体出地平的时角。
由恒星时S和时角t的关系式S=α+t，可由α、t求出S，再由上述恒星时和北京时T的关系，可以推算出北京时间或世界时间，如此可以求出天体出、没地平的北京时和世界时。
天体出没的方位角A也可由坐标变换公式得到：由于 sinδ=sinφocosz-cosφsinzcosA且z=90°，可得cosA=-sinδ/cosφ此式给出两个解：A<180°时对应于没地平的方位；A>180°时对应于升地平的方位。
对于太阳和月球，以上边缘出、没于地平算作它们的出、没。由于地球大气折射的影响及太阳和月球的视圆面比较大，计算它们的出没时刻和方位角，注意用天顶距z=90°51，代入坐标换算公式。
五、天体的亮度和星等
夜空中的星星有亮有暗，这种明暗的程度就是星星的亮度。古人很早就试图把星星的亮度划分成不同的等级。公元前20世纪，古希腊的天文学家喜帕恰斯就绘制了一份标有1 000多颗恒星位置和亮度的星图，并根据目视观察把恒星亮度划分为6等。这一有关星等的概念一直沿用至今。
（一）天体的亮度和视星等
喜帕恰斯把肉眼看到的星分为6等，最亮的星定为1等星，勉强看到的暗星定为6等星。1850年，普森注意到喜帕恰斯定出的1等星比6等星大约亮100倍，也就是说，星等每相差1等，其亮度之比约等于2.512。即：1等星比2等星亮2.512倍；2等星比3等星亮2.512倍……根据这一关系，普森建立了星等和亮度关系的公式。设两颗星的亮度分别为E1和E2，则它们的星等m1与m2之差为：
m1-m2=-2.51g(E1/E2)
此星等对应着天体的视亮度，所以叫视星等。
建立了新的星等标度后，星等的范围也向两端延伸了，比1等星亮的有0等星和负的星等，比如天狼星为-1.46等，太阳的视星等为-26.7等，满月的视星等为-12.7等。
（二）恒星的光度与绝对星等
恒星的视星等是指我们所看到的星的亮度(实际是接收到的星光的照度)，由于恒星与我们的距离各不相同，所以视星等不能客观地反映恒星真正的发光强度。表征恒星发光强度的量称为光度，它定义为恒星每秒发出的总辐射能量；与光度有关的星等称绝对星等，以M表示。
定义天体的绝对星等是在10秒差距(1秒差距≈3.26光年)远处的视星等，即所有恒星都放在10秒差距处来比较它们的光度。设某星与地球的距离为r秒差距，亮度为E，视星等为m，10秒差距处它的亮度为E10，绝对星等为M；由于星光的亮度E与距离r的平方成反比，则有：m-M=2.51g(E/E10)；-2.5lg(10/r)2即m-M=51gr-5天文学家把m－M叫做距离模数。由上式可以看出绝对星等M与距离r和视星等m的关系。
天文学家常用太阳的光度作为度量恒星光度的单位。若以M⊙和M分别表示太阳与某恒星的绝对星等，L⊙和L分别表示太阳与某恒星的光度，则该恒星与太阳的绝对星等之差为：M-M⊙=-2.5lg(L/L⊙)令L⊙=1，则有lgL=-0.4(M-M⊙)太阳的目视绝对星等M⊙为＋4.83等，如果知道了某恒星的绝对星等M，即可求出其光度L。
天文学家称光度大的星为巨星、超巨星，光度小的星为矮星。在恒星世界里，光芒万丈的太阳不过是一个矮星。恒星世界丰富多彩，一些超巨星如天津四，它的绝对星等大约为-7.2等，其光度比太阳强6万倍。而光度小的矮星如天狼星的伴星，它的绝对星等为11.5等，光度不及太阳的万分之一。
六、恒星的颜色、温度和色指数
古人很早就注意到恒星的颜色各不相同。如心宿二取名为“大火”，即指它是火红色；又如天狼星为白色，参宿四为黄色，参宿五为蓝色等。为什么恒星会有不同的颜色呢？我们生活中有这样的体会，火炉里的煤火刚开始燃烧时看上去是红色的，随着炉火温度逐渐升高，火焰变为黄色，随后是白色，最旺时变为蓝色。炽热发光的天体呈现为不同的颜色也是由于它们的表面温度不同。例如，红色的心宿二表面温度大约是3 000开；太阳是黄色的，表面温度约5 600开；白色的织女星表面温度约10 000开左右。有些天体发射不可见的光，温度也可能很高，如致密的中子星发射大量的X射线，其表面温度高达1 500万开。
不同温度的恒星颜色不同，是因为温度越高，能量的峰值越趋向波长短(紫色)的位置，反之趋向波长长(红色)的位置。因此，当我们通过不同颜色的滤光片来观测同一天体时，得到的星等(亮度)就不同，因而这两个星等的差值就反映了它温度的大小，天文学家称不同颜色的星等差为色指数。
国际上现通常使用UBV三色星等系统，它是美国天文学家琼森和摩根于1953年提出来的。采用这一系统要求使用镀铝的反射望远镜，并采用美国生产的IP21型光电倍增管及以下三色滤光片：
U系统：UGI滤光片+WG335滤光片，对应的峰值波长为370纳米；
B系统：BGI2滤光片+GG385滤光片，对应的峰值波长为430纳米；
V系统：OG515滤光片，对应的峰值波长为550纳米。
由此可测定星等V(视星等)和色指数(B－V)及(U－B)，进而可求得相应的恒星表面温度。
七、恒星的光谱及其分类
在19世纪中叶以前，人们要想知道恒星的物理、化学性质简直是不可能的，因为星光实在是太微弱了。然而，19世纪中叶以后，随着天体分光术与照相术发明成功，天文学家通过天文望远镜和分光镜将恒星光分解成光谱并拍摄下来进行研究，则开创了研究恒星物理化学性质的新纪元，从此诞生了天体物理学，它成为现代天文学新的生长点。
（一）恒星光谱的哈佛分类
天文学家发现，正常恒星的光球光谱是由连续的谱带上叠加有吸收线(暗线)或发射线(亮线或称明线)组成的，而不同类恒星光谱的谱线数目、分布、形状和强度等均不相同。恒星光谱存在谱线最初是于1814年由德国物理学家夫琅和费在观测太阳光谱时发现的，约半个世纪后(1859年)，德国化学家本生和物理学家基尔霍夫终于弄清，恒星光谱谱线形成的原理是：每一种化学元素在加热到白炽时都会产生自己特有的光谱；炽热的固体、液体和高压气体发出连续光谱，金属的蒸气和稀薄气体发出某些单独的明亮谱线(发射线)，各条谱线对应于不同波长的光；每种元素可以吸收它能够发射的光线，即当发射连续光谱的光穿过温度较低的气体时，低温气体原子会吸收它高温时所能发射的光线，从而在连续光谱的背景上相应波长处出现暗黑的吸收线，即吸收线的波长正好与该元素发出的亮线波长相同。因此，人们可以通过恒星的光谱来了解恒星的物理、化学性质。
为了揭开恒星的秘密，天文学家对恒星光谱进行了大量的研究。1918-1924年，哈佛大学的天文学家发表了全天亮于8.5等的50万颗星的光谱分类结果，称为哈佛分类。其分类的光谱型系列为：
其中的每个光谱型又分为10个次型，用阿拉伯数字表示，如O1、G2，等等。从O型到M型，恒星的温度由高到低。光谱型为O~B的星称为早型星，F～K及分支S、R、N型的星称为晚型星。
哈佛分类的主要原则是依据恒星光谱中的一些谱线的强度之比，例如对于O、B及A型星，主要按照光谱的电离和中性氢线、氦线的强弱来分类；而对于K和M等型星则主要看金属线和分子带的强弱程度。恒星光谱中的电离和中性金属线的强弱主要取决于温度，因此哈佛分类序列是一个温度序列，即一元分类法。这里的温度都是恒星表面(光球层)的温度，恒星内部的温度不能直接观测，只能通过理论分析得到。
（二）光谱-光度图
丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，根据恒星的光谱型和光度的关系建立起了着名的光谱-光度图(图4-5)，也称赫-罗图(或H-R图)。此图的横坐标一般用光谱型表示，也有的采用色指数或温度；纵坐标用光度或绝对星等表示。
