L'écliptique est un grand cercle de la sphère céleste, qui est incliné à l'équateur d'environ 23 degrés et demi. Pour se convaincre de cette inclinaison, il suffit de remarquer que le Soleil, dont le centre n'abandonne jamais l'écliptique, est animé d'un mouvement apparent, qui s'effectue d'Ouest en Est, dans l'espace d'une année, non autour des pôles de l'équateur, comme le mouvement diurne du Soleil et des étoiles, Mais autour des pôles de l'écliptique, qui sont éloignés des pôles de l'équateur, d'environ 23 degrés et demi. S'il en était autrement, la hauteur méridienne du Soleil serait toujours à peu près la même, comme l'est l'élévation de l'équateur au-dessus de l'horizon : et cependant, l'observation nous apprend que le Soleil est, en certains temps de l'année, plus élevé sur l'horizon que dans d'autres temps : sa distance aux pôles de l'équateur est donc sujette la la même variation; et conséquemment le cercle dans lequel le Soleil paraît se mouvoir, c'est-à-dire l'écliptique, est incliné à l'équateur, et fait un angle avec lui. 

Pour mesurer l'obliquité de l'écliptique, c'est-à-dire, l'angle que fait le plan de l'équateur avec le plan de l'écliptique, un observe la hauteur méridienne du Soleil, lorsqu'elle atteint son maximum, ce qui arrive vers le 21 juin de chaque année. Six mois après, ou environ, on observe la hauteur méridienne du Soleil, lorsqu'elle est parvenue à son minimum. On corrige les deux hauteurs par la réfraction et par la parallaxe; et on prend la différence, dont la moitié donne l'obliquité de l'écliptique. 
On peut aussi, par le moyen d'une seule observation de la hauteur méridienne du Soleil, faite à l'un des solstices, déterminer l'obliquité de l'écliptique, pourvu qu'on connaisse auparavant la hauteur du pôle sur l'horizon du lieu où l'on fait l'observation.  On prend pour cela le complément de cette hauteur du pôle, qui est égal à la hauteur de l'équateur sur l'horizon, et on le soustrait de la hauteur méridienne du Soleil au solstice d'été; ou bien on soustrait la hauteur méridienne du soleil au solstice d'hiver, de la hauteur de l'équateur : le reste donne l'obliquité de l'écliptique.

L'obliquité de l'écliptique n'est pas constante : elle va toujours en diminuant. Lalande avait évalué cette diminution à une minute 28 secondes par siècle; et Lacaille à 44 secondes par siècle. C'est ainsi qu'à Syène, en Égypte, il y avait un puits au fond duquel le Soleil sa reflétait à midi. Ce phénomène n'a plus lieu; ce qui prouve que le tropique a changé de place depuis. 

La détermination de la valeur de l'obliquité de l'écliptique est l'un des plus anciens problèmes auxquels se sont confrontés les astronomes. Les premiers auteurs ont trouvé l'obliquité de l'écliptique de 24°; Ératosthène, 250 ans av. J.-C., de 23°50'; Albategnius, en 880, de 23° 35' 40"; Tycho Brahé, en 1587, de 23°31'30"; elle oscille aujourd'hui autour de 23° 23'. Euler et Laplace ont expliqué cette diminution par l'attraction mutuelle de toutes les planètes, dont les orbites, diversement inclinées, cherchent constamment à se confondre dans un même plan. Mais leur action (très puissante, puisque Vénus et Jupiter pourraient par leur attraction changer l'obliquité de l'écliptique de 10 à 20°) est combattue par la masse du Soleil. Delà, deux conséquences importantes que Laplace a déduites de ses calculs : l'une, que la variation de l'obliquité est périodique, de sorte que le Soleil, après s'être écarté de moins en moins de l'équateur, reviendra en sens contraire; l'autre, que l'obliquité ne pourra jamais varier que de 2 à 3 degrés.

Le tableau suivant résume diverses mesures faites dans le passé de l'obliquité de l'écliptique :
 

Date	Observateur	Lieu	Obliquité
1100 av. J. C.   350   140   890 ap. J. C. 1430 1655 1757 1841 1868	Tchou-Kong Pythéas  Hipparque Albatégnius Ulugh Beg Cassini Bradley Bouvard Airy	Loyang (Chine) Marseille Alexandrie Antioche Samarcande Bologne Greenwich Paris Greenwich	23° 54' 02" 23° 49' 20" 23° 51' 20" 23° 35' 41" 23° 31' 48" 23° 29' 15" 23° 28' 14" 23° 27' 35" 23° 27' 22"

C'est l'obliquité de l'écliptique qui donne naissance à ce changement général de latitude, qu'on observe dans les étoiles.

Ajoutons que dans un autre sens, on parle aussi en astronomie de l'obliquité des rayons solaires. C'est la la direction des rayons solaires qui s'écarte plus ou moins des perpendiculaires aux points de la Terre sur lesquels tombent ces rayons. Cette obliquité est une des causes qui ont le plus d'influence sur le froid que nous éprouvons pendant les rigueurs de l'hiver. Car, quoique le Soleil soit alors dans son périgée (pour les habitants de l'hémisphère Nord), c'est-à-dire, beaucoup plus près de nous, l'obliquité de ses rayons est néanmoins si grande, que leur effet est très petit.