Solas posisjon på himmelen er en funksjon av både tidspunktet og betrakterens posisjon på jordoverflaten. Når jorda kretser rundt sola gjennom et år, synes sola å flytte seg med hensyn til fiksstjernene på himmelkula, langs en sirkulær bane kalt ekliptikken.
Jordrotasjonen som sin egen akse skaper daglig bevegelse, slik at sola virker som om å flytte seg over himmelen i en dagbue som avhenger av observatørens gegrafiske bredde. Tiden når sola kulminerer på observatørens meridian avhenger den geografiske lengden.
For å finne solas posisjon for et gitt tidspunkt, kan man gå frem som følger:
- beregne solas posisjon i det ekliptiske koordinatsystemet,
- konvertere til ekvatorialt koordinatsystem, og
- konvertere til horisontalt koordinatsystem, for observatørens lokale tid og lokasjon. Dette er koordinatsystemet som normalt brukes til å beregne solas posisjon når det gjelder solas høyde og asimut, og de to parameterne kan brukes til å avbilde solas bane.
Denne beregningen er nyttig i astronomi, navigasjon, landmåling, meteorologi, klimatologi, solenergi, og solurdesign.
