Jak powszechnie wiadomo, Ziema porusza się wokół Słońca po eliptycznej orbicie. My, czyli obserwatorzy na powierzchni Ziemi, widzimy więc pozorny ruch Słońca patrząc w niebo. W zagadnieniu ekliptyki nie chodzi jednak o wschody i zachody Słońca wynikające z ziemskiego ruchu obrotowego, ale o to jak w ciągu roku Słońce zmienia swoje położenie względem gwiazd, które z naszej perspektywy są, w dobrym przybliżeniu, nieruchome. Ekliptyka to właśnie krzywa jaką zakreśla Słońce na sferze niebieskiej. Dobrze ilustruje to poniższa wizualizacja (klikając na obrazek można włączyć animację).

Niezmodyfikowana forma dzieła stworzonego przez użytkownika TFr000 na licencji CC BY-SA 3.0

Powiązanym pojęciem jest płaszczyzna ekliptyki. Grawitacja jako siła centralna powoduje, że obiekty poruszające się wyłącznie pod jej wpływem poruszają się w jednej płaszczyźnie. Płaszczyzna ekliptyki to płaszczyzna, w której Ziemia orbituje wokół Słońca. Warto tutaj dodać, że ponieważ Układ Słoneczny to struktura prawie płaska, płaszczyzna ekliptyki Ziemi jest w dobrym przybliżeniu też płaszczyzną ekliptyki pozostałych planet. Płaszczyzna ekliptyki to użyteczne źródło odniesienia i służy za podstawę tzw. ekliptycznego układu współrzędnych, czyli sferycznego układu współrzędnych opisującego pozycję obiektów na sferze niebieskiej. Szerokość ekliptyczna w przedziale -90° do 90° ma wartość 0° właśnie dla obiektów w płaszczyźnie ekliptyki, a długość ekliptyczna w przedziale 0° do 360° narasta na wschód i ma 0° dla obiektów które leżą na linii przecinającej Ziemię i Słońce podczas przesilenia wiosennego. Oś obrotu Ziemi wokół własnej osi jest nachylona pod kątem około 23° do osi prostopadłej do płaszczyzny ekliptyki.

Równania ruchu dla grawitacji można rozwiązać znając warunki początkowe takiego ruchu, czyli położenie i prędkość Ziemi w danej chwili. Te dwa parametry determinują już płaszczyznę ekliptyki, więc nie można jej wyznaczyć bez odwoływania się do obserwacji. To co w kontekście ekliptyki można obliczyć to aktualne współrzędne danego ciała niebieskiego, jeżeli znamy jego trajektorię. Rozważmy dla przykładu Słońce. Środek naszej gwiazdy znajduje się zawsze z dobrym przybliżeniem na szerokości ekliptycznej 0°. Z uwagi na fakt, że rok ma 365 dni, a kąt pełny ma 360°, słońce na niebie przesuwa się w ciągu dnia średnio około 1° na wschód. Na podstawie tego można obliczyć przybliżoną wartość długości ekliptycznej centrum Słońca w danej chwili wiedząc, ile dni upłynęło od przesilenia wiosennego.

Niestety orbita Ziemi nie jest idealnie stabilna. Ulega np. precesji a także innym efektom, które nie zostały uwzględnione w powyższym opisie. Dla wymagających tego zastosowań powstały więc bardziej precyzyjne definicje ekliptyki, a także algorytmy wyznaczania współrzędnych znanych obiektów. Dla przykładu w taki sposób marynarka Stanów Zjednoczonych wyznacza współrzędne ekliptyczne Słońca.