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  有三個因素會影響日行跡的大小和形狀:轉軸傾角、軌道離心率以及至點的線和拱線(Apse line)交角。對於有完美圓型軌道和轉軸無傾角的天體而言,一年中太陽總是在每天同一時間位於同一地點,因此日行跡將會是一個點。而有圓型軌道但轉軸有傾斜角的天體,其日行跡是阿拉伯數字8的形狀,且北半部的圈和南半部的圈尺寸相等。橢圓型軌道但轉軸無傾角的天體,則是沿著赤道的東西向直線。  日行跡南北向的部分則是其赤緯,也就是太陽直射的緯度。東西向的部分則是均時差,是太陽日和地方平時的差值。這可以解釋為什麼太陽的速度和時鐘時間相比會時「快」時「慢」。  包含日全食影像的日行跡則被稱為Tutulemma,是由天文攝影師創造出的術語,由土耳其語的日食(,直譯為“被拿、被抓”)和analemma混成。

  因為地球自轉軸有傾斜角度 (23.439°) 和公轉軌道是橢圓形,太陽在地平線上每天同一時間觀測的相對位置並不相同。取決於觀測者的所在緯度,日行跡的圈會以不同角度傾斜。  左邊的圖示在地球北半球觀測到的日行跡範例。這圖是英國格林尼治天文臺(緯度 51.4791°N、經度 0°)在2006年期間每天中午12:00觀測太陽位置的結果。水平軸是方位角,單位是角度(180°是對著南方)。垂直軸則是仰角,也就是地平線上太陽位置和地平線的角度差,單位是角度。每個月的第一天是黑色的,至點和分點則是綠色。這裡可看到分點是位在仰角,至點則是在仰角,ε 是地球的轉軸傾角 23.439°。該圖的寬度部分大幅放大,可看出日行跡的形狀是稍微不對稱的(這是因為地球軌道的拱點和兩個至點之間有兩星期的差異)。  日行跡向東的迴圈圈較小,向北的則較大。  請參見均時差以進一步瞭解日行跡東西向的特性。

  第一張日行跡照片是在1978年和1979年由住在美國新英格蘭的業餘天文學家丹尼斯·迪希科(Dennis di Cicco)拍攝。迪西科在同一個地點以加裝太陽濾鏡的照相機在一張底片上連續曝光44次。該照片前景中的一間房子顯示該照片是用整年時間拍攝。在這之後大多數天文攝影家都以單一前景疊加多張太陽影像合成日行跡照片。

  地球上的日行跡是阿拉伯數字8的形狀,但在其他太陽系天體上則可能不同,這是因為每個天體自己的自轉軸傾斜角度和公轉軌道形狀不同的緣故。  以下列表中的「日」和「年」是指各天體自己的朔望日和恆星年:
在天文學上,日行跡(Analemma,,希臘語意為日晷的底座)是在天球上的一條曲線,用來表示觀測者在某一天體上觀測另一個天體(通常是太陽)在觀測者所在天體的天球赤道上平均位置與實際位置之間的角偏差。例如我們知道地球的朔望日(Synodic day)接近二十四小時,可藉著在一整年中每天相同的時間標定太陽在天球上的位置繪出日行跡。最後繪出的日行跡曲線是阿拉伯數字8的形狀。這條曲線通常可以畫在地球儀上,通常是在唯一熱帶地區很少陸地的東太平洋地區最有可能繪出。雖然拍攝下日行跡是相當具有挑戰性的,但只要藉著將相機放在固定位置一整年並以24小時(或其倍數)的間隔拍攝一次,仍然可能拍攝成功。