b"\n_START_ARTICLE_\nEkliptika\n_START_PARAGRAPH_\nEkl\xc3\xadptika (gr\xc5\xa1ko ekleiptikos - mesto kjer se pojavi mrk (\xce\xad\xce\xba\xce\xbb\xce\xb5\xce\xb9\xcf\x88\xce\xb9\xcf\x82: \xc3\xa9kleipsis) < ekleipo - izpu\xc5\xa1\xc4\x8dati) je v astronomiji pot Sonca na nebu, ki jo pri svojem navideznem gibanju skozi leto opravi glede na oddaljene zvezde. Je prese\xc4\x8di\xc5\xa1\xc4\x8de nebesne krogle z ravnino ekliptike (eklipti\xc4\x8dno ravnino), ki je geometrijska ravnina srednje tirnice Zemlje okoli Sonca. V ravnini ekliptike Zemlja kro\xc5\xbei okoli Sonca. Moramo jo razlikovati od nespremenljive ali Laplaceove ravnine, vektorske vsote vrtilnih koli\xc4\x8din vseh planetnih ravnin tirov, na katero najve\xc4\x8d vplivajo Jupiter in ostali trije plinski velikani. Planete in Luno najdemo vedno v bli\xc5\xbeini ekliptike, od katere se navidezno oddaljijo najve\xc4\x8d za nekaj lo\xc4\x8dnih stopinj. Zaradi tega so ekliptiki v preteklosti pripisovali velik pomen in ozvezdja ob njej imenovali \xc5\xbeivalski krog.\n_START_SECTION_\nEkliptika in nebesni ekvator\n_START_PARAGRAPH_\nKer Zemljina vrtilna os ni pravokotna na njeno ravnino tirnice, ekvatorska ravnina ni vzporedna z ravnino ekliptike in oklepa z njo kot pribli\xc5\xbeno 23\xc2\xb027', ki se imenuje nagib vrtilne osi. Kot se zaradi gravitacijskih vplivov drugih planetov s \xc4\x8dasom po\xc4\x8dasi spreminja. Prese\xc4\x8di\xc5\xa1\xc4\x8di ekvatorske ravnine in ravnine ekliptike z nebesnim svodom sta velika kroga, nebesni ekvator in ekliptika. Prese\xc4\x8dnica obeh ravnin poteka skozi nasprotni prese\xc4\x8di\xc5\xa1\xc4\x8di, to\xc4\x8dki enakono\xc4\x8dja. To\xc4\x8dka enakono\xc4\x8dja, ko Sonce preide iz ju\xc5\xbene v severno poloblo, je to\xc4\x8dka pomladnega enakono\xc4\x8dja ali pomladi\xc5\xa1\xc4\x8de (to\xc4\x8dka \xce\xb3). Nasprotna to\xc4\x8dka pa je to\xc4\x8dka jesenskega enakono\xc4\x8dja ali jeseni\xc5\xa1\xc4\x8de. Ko Sonce dose\xc5\xbee prvo to\xc4\x8dko, se na severni polobli za\xc4\x8dne pomlad, na ju\xc5\xbeni pa jesen. Ko dose\xc5\xbee drugo to\xc4\x8dko, se na severni polobli za\xc4\x8dne jesen in pomlad na ju\xc5\xbeni. Eklipti\xc4\x8dna longituda v eklipti\xc4\x8dnem koordinatnem sistemu, po navadi ozna\xc4\x8dena z \xce\xbb, se meri od te to\xc4\x8dke od 0\xc2\xb0 do 360\xc2\xb0 proti vzhodu. Eklipti\xc4\x8dna latituda, po navadi ozna\xc4\x8dena z \xce\xb2 se meri od 0\xc2\xb0 do +90\xc2\xb0 proti severu in -90\xc2\xb0 proti jugu. Ista to\xc4\x8dka dolo\xc4\x8da izhodi\xc5\xa1\xc4\x8de nebesnega ekvatorskega koordinatnega sistema, rektascenzijo \xce\xb1, merjeno od 0 do 24 ur prav tako proti vzhodu, in deklinacijo \xce\xb4, merjeno enako od 0\xc2\xb0 do +90\xc2\xb0 proti severu in -90\xc2\xb0 proti jugu. Z ena\xc4\x8dbami je mo\xc5\xbena preprosta pretvorba koordinat \xce\xb1,\xce\xb4 v \xce\xbb,\xce\xb2 in obratno.\n_START_SECTION_\nEkliptika in planeti\n_START_PARAGRAPH_\nVe\xc4\x8dina planetov kro\xc5\xbei okoli Sonca skoraj v isti ravnini kot Zemlja. Razlika je najve\xc4\x8d nekaj stopinj. Zaradi tega so navidezno na nebu vedno v bli\xc5\xbeini ekliptike. Merkur z naklonom tira 7\xc2\xb0 je izjema. Tudi Pluton z naklonom tira 17\xc2\xb0 je bil izjema, dokler ga leta 2007 niso uvstili v skupino pritlikavih planetov. Nekatera telesa Oson\xc4\x8dja imajo \xc5\xa1e ve\xc4\x8dji naklon tira. Na primer pritlikavi planet Erida ima 44\xc2\xb0 in asteroid Palas 34\xc2\xb0._NEWLINE_Prese\xc4\x8dnica med ravnino ekliptike in ravnino tira drugega planeta se imenuje vozelna \xc4\x8drta planeta. Prese\xc4\x8di\xc5\xa1\xc4\x8di vozelne \xc4\x8drte na nebesni krogli sta dvi\xc5\xbeni vozel, ko planet seka ekliptiko z juga proti severu, in nasproti le\xc5\xbee\xc4\x8da to\xc4\x8dka, spustni vozel. Notranji planet lahko navidezno pre\xc4\x8dka Son\xc4\x8devo ploskev le kadar pre\xc4\x8dka enega od svojih vozlov._NEWLINE_Naklon tira in vozelne \xc4\x8drte kot tudi ve\xc4\x8dina drugih elementov tira se po\xc4\x8dasi spreminja skozi \xc4\x8das zaradi motenj drugih planetov.\n_START_SECTION_\nEkliptika in Luna\n_START_PARAGRAPH_\nLunina tirnica je nagnjena za pribli\xc5\xbeno 5\xc2\xb0 na ekliptiko. Tudi njena vozelna \xc4\x8drta ni stalna in se premakne proti zahodu za cel obrat vsakih 18,6 let. To je posledica nutacije in Luninega zastoja. Luna seka ekliptiko pribli\xc5\xbeno dvakrat na mesec. \xc4\x8ce se to zgodi med mlajem, nastopi Son\xc4\x8dev mrk, in med \xc5\xa1\xc4\x8dipom, nastopi Lunin mrk. Na ta na\xc4\x8din so lahko v starih \xc4\x8dasih opazovali ekliptiko na nebu. Ozna\xc4\x8devali so lege, kjer so lahko nastopili mrki.\n_START_SECTION_\nEkliptika in nebesne koordinate\n_START_PARAGRAPH_\nDo 17. stoletja so bile lege v zvezdnih katalogih in zvezdnih kartah vedno v eklipti\xc4\x8dnih koordinatah. Ekvatorske koordinate so pri\xc5\xa1le v uporabo z uvedbo daljnogledov. Danes se eklipti\xc4\x8dne koordinate ve\xc4\x8dinoma ne uporabljajo ve\xc4\x8d. To ni vedno za\xc5\xbeeleno. Konjunkcija planetov je na primer slikovitej\xc5\xa1a z eklipti\xc4\x8dnimi koordinatami kot z ekvatorskimi."