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在天文学上，日行迹（Analemma，发音为/ˌænəˈlɛmə/，希腊语意为日晷的底座）是在天球上的一条曲线，用来表示观测者在某一天体上观测另一个天体（通常是太阳）在观测者所在天体的天球赤道上平均位置与实际位置之间的角偏差。例如我们知道地球的会合日（Synodic day）接近二十四小时，可借着在一整年中每天相同的时间标定太阳在天球上的位置绘出日行迹。最后绘出的日行迹曲线是阿拉伯数字8的形状。这条曲线通常可以画在地球仪上，通常是在唯一热带地区很少陆地的东太平洋地区最有可能绘出。虽然拍摄下日行迹是相当具有挑战性的，但只要借着将相机放在固定位置一整年并以24小时（或其倍数）的间隔拍摄一次，仍然可能拍摄成功。
有三个因素会影响日行迹的大小和形状：转轴倾角、轨道离心率以及至点的线和拱线（Apse line）交角。对于有完美圆型轨道和转轴无倾角的天体而言，一年中太阳总是在每天同一时间位于同一地点，因此日行迹将会是一个点。而有圆型轨道但转轴有倾斜角的天体，其日行迹是阿拉伯数字8的形状，且北半部的圈和南半部的圈尺寸相等。椭圆型轨道但转轴无倾角的天体，则是沿着赤道的东西向直线。
日行迹南北向的部分则是其赤纬，也就是太阳直射的纬度。东西向的部分则是均时差，是太阳日和地方平时的差值。这可以解释为什么太阳的速度和时钟时间相比会时“快”时“慢”。
包含日全食影像的日行迹则被称为Tutulemma，是由天文摄影师创造出的术语，由土耳其语的日食（土耳其语：tutulma，直译为“被拿、被抓”）[1]和analemma混成[2]。
因为地球自转轴有倾斜角度 (23.439°) 和公转轨道是椭圆形，太阳在地平线上每天同一时间观测的相对位置并不相同。取决于观测者的所在纬度，日行迹的圈会以不同角度倾斜。
左边的图示在地球北半球观测到的日行迹范例。这图是英国格林尼治天文台（纬度 51.4791°N、经度 0°）在2006年期间每天中午12:00观测太阳位置的结果。水平轴是方位角，单位是角度（180°是对着南方）。垂直轴则是仰角，也就是地平线上太阳位置和地平线的角度差，单位是角度。每个月的第一天是黑色的，至点和分点则是绿色。这里可看到分点是位在仰角φ = 90° − 51.4791° = 38.5209°，至点则是在仰角φ ± ε，ε 是地球的转轴倾角 23.439°。该图的宽度部分大幅放大，可看出日行迹的形状是稍微不对称的（这是因为地球轨道的拱点和两个至点之间有两星期的差异）。
日行迹向东的循环圈较小，向北的则较大。
请参见均时差以进一步了解日行迹东西向的特性。
第一张日行迹照片是在1978年和1979年由住在美国新英格兰的业余天文学家丹尼斯·迪希科（Dennis di Cicco）拍摄。迪西科在同一个地点以加装太阳滤镜的照相机在一张底片上连续曝光44次。该照片前景中的一间房子显示该照片是用整年时间拍摄。在这之后大多数天文摄影家都以单一前景叠加多张太阳影像合成日行迹照片[3]。
地球上的日行迹是阿拉伯数字8的形状，但在其他太阳系天体上则可能不同[4]，这是因为每个天体自己的自转轴倾斜角度和公转轨道形状不同的缘故。
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