极光
在地球南北两极附近地区的高空，夜间常会出现灿烂美丽的光辉。它有时像彩带，有时像火焰，有时又像五光十色的屏幕。它轻盈地飘荡，同时忽暗忽明，发出红的、蓝的、绿的、紫的光芒。这种壮丽动人的景象就叫做“极光”。
极光多彩多样，形状不一，绚丽无比。它出现的时间有长有短，有时如节日的焰火在空中一闪而过，有时却可以在苍穹之中辉映几个小时；有时像一条彩带，有时又像一张五光十色的巨大银幕；有时极光出现在地平线上，犹如晨光曙色；有时极光如山茶吐艳，一片火红；有时极光密聚一起，犹如窗帘幔帐；有时它又射出许多光束，宛如孔雀开屏，蝶翼飞舞。通常认为极光是来自太阳微小高能粒子在地球磁场受阻后偏向的结果。一说是太阳高能粒子在地球磁场作用下和地球外层大气中氧氮原子撞击产生的辉光。太阳每11年左右有一个非常活动期，发出大量高能粒子进入宇宙空间。此时出现的极光最为瑰丽壮观。
潮汐
潮汐是指海水表面规则的，周期性起落的现象，是沿海地区经常发生的一种自然现象。古代称白天的潮汐为“潮”，晚上的称为“汐”，合称为“潮汐”，它的发生和太阳，月球都有关系，也和我国传统农历对应。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，就有了最大的引潮力，所以会引起“大潮”，在农历每月的十五或十六附近，太阳和月亮在地球的两侧，太阳和月球的引潮力你推我拉也会引起“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了一部分所以就发生了“小潮”，故农谚中有“初一十五涨大潮，初八二十三到处见海滩”之说。
日食和月食
一、日食：当太阳、月球、地球运行约成一条直线时，如月球阴影掠过地球，会造成日食。依目视太阳被月球遮掩的多少，约可区分出日偏食、日全食和日环食。当日全食发生时，我们在地球上可看到平日因强烈阳光而不易看出的太阳闪焰、太阳日珥等太阳表面现象。发生日全食的延续时间不超过7分31秒，日环食的最长时间是12分24秒。
二、月食：当太阳、地球、月球运行约成一条直线时，如月球运行到地球阴影内，则会形成月食。依地球遮蔽阳光照射到月球的多少，可区分出月偏食和月全食。地球的直径大约是月球的4倍，在月球轨道处，地球的本影的直径仍相当于月球的2.5倍。所以当地球和月亮的中心大致在同一条直线上，月亮就会完全进入地球的本影，而产生月全食。而如果月球始终只有部分为地球本影遮住时，即只有部分月亮进入地球的本影，就发生月偏食。月球上并不会出现月环食。因为，月球的体积比地球小得多。
公转与四季交替
地球围绕着太阳运动，叫做地球的公转运动。但是人们生活在地球上看到的却是日月星辰绕地球运行，是哥白尼等人的研究才发现了地球绕太阳旋转的事实，现代对恒星光行差、恒星视差的发现更加证明了这一事实。地球公转轨道呈椭圆形，太阳处在它的一个焦点上。从北极看，地球公转方向和自转方向相同，自西向东，公转的周期是一年，标准的时间称为恒星年，即365.25636日。公转速度同太阳的距离有关，在近日点时速度快，远日点时速度慢，这导致了夏半年比冬半年多7天。由于地球是斜着身子公转的，因此处在黄道不同的位置对地球表面的不同部位的受热情况有很大影响，倾向太阳的位置比相反的位置得到的热量多，这样就形成了许多地方的季节变化，从而有了四季交替。
自转与昼夜交替
自转是地球的一种重要运动形式。地球不停地绕自转轴自西向东自转，平均角速度每秒7.292×10－5弧度，在地球赤道上的自转线速度为每秒465米。各种天体东升西落的现象都是地球自转的反映，昼夜交替就是地球自转的结果。地球自转是最早用来作为计量时间的基准（日）。20世纪以来，天文学确认地球自转速度是不均匀的，从而出现了历书时和原子时。地球自转速度有三种变化：长期减慢、不规则变化和周期变化。根据地球自转的长期减慢理论推算，3.7亿年以前，每年约有400天。引起地球自转的长期减慢的主要原因可能是潮汐摩擦。周期变化主要是由风的季节性变化引起的。地球自转变化，还包括地球自转轴方向的变化。自转轴在空间的运动就是岁差和章动，自转轴在地球本体内的运动就是极移。
由于地球是一个不透明的球体，所以被太阳光照射的半个球面形成白昼（即昼半球）；而背着太阳光的另外半个球面则是黑夜（即夜半球）。由于地球自西向东不停地自转，这样便产生了昼夜更替的现象。
世界时
世界时是以地球自转运动为标准的时间计量系统。地球自转的角度可用地方子午线相对于天球上的基本参考点的运动来度量。为了测量地球自转，人们在天球上选取了两个基本参考点：春分点和平太阳。
以春分点作为基本参考点，由春分点周日视运动确定的时间，称为恒星时。某一地点的地方恒星时，在数值上等于春分点相对于这一地方子午圈的时角。以平太阳作为基本参考点，平太阳时的基本单位是平太阳日，一个平太阳日包含24个平太阳小时。1960年以前，世界时曾作为基本时间计量系统被广泛应用，由于地球自转速度变化的影响，它不是一种均匀的时间系统。但它与地球自转的角度有关，所以对日常生活、天文导航、大地测量和宇宙飞行器跟踪等仍是必需的。
本初子午线
19世纪以前，许多国家采用通过大西洋加那利群岛耶罗岛的子午线作为测量标准。19世纪上半叶，很多国家又以通过本国主要天文台的子午线为本初子午线。这样一来，在世界上就同时存在几条本初子午线，给后来的航海及大地测量带来了诸多不便。为了协调时间的计量和确定地理经度，1884年在华盛顿举行的国际子午线会议决定，采用英国伦敦格林尼治天文台（旧址）埃里中星仪所在的子午线作为时间和经度计量的标准参考子午线，称为本初子午线，因为规定它的经度为零，又称零子午线。
这条子午线作为计算地理的起点和世界标准“时区”的起点。后来这一天便定为“国际标准时间日”。经度值自本初子午线开始，分别向东、西计量，各自0～180°或者各自0～12时。本初子午线以东为东经，以西为西经，全球经度测量均以本初子午线与赤道的交点作为经度原点。1957年后，格林尼治天文台迁移台址，国际上改用若干个长期稳定性好的天文台来保持经度原点，由这些天文台原来的经度采用值反求各自的经度原点，再对这些经度原点进行统一处理，最后求得平均天文台经度原点，并把通过国际通用原点和平均天文台经度原点的子午线称为本初子午线。
时区与区时
为了有一个统一的时间标准，1884年在华盛顿召开的一次国际经度会议上，规定将全球划分为24个时区。时区的划分是以本初子午线为标准线，它们是中时区（零时区）、东1～12区，西1～12区。每个时区横跨经度15°，时间正好是1小时。最后的东、西第十二区各跨经度7.5°，以东、西经180°为界。每个时区的中央经线上的时间就是这个时区内统一采用的时间，称为区时。相邻两个时区的时间相差1小时。例如，我国东8区的时间总比泰国东7区的时间早1小时，而比日本东9区的时间晚1小时。因此，出国旅行的人，必须随时调整自己的手表，才能和当地时间相一致。凡向西走，每过一个时区，就要把表调慢1小时；凡向东走，每过一个时区，就要把表调快1小时。
时区是一种理想上的标准时间制度。实际上，时区的界线并不完全按照经线，而往往是参照各国的行政区划和自然界线来划分的，各国都是根据自己的需要来确定本国的统一时间。但是全世界多数国家都采用以时区为单位的标准时，并与格林尼治时间保持相差整小时数。
