Cuando tres objetos celestiales llegan a estar alineados se dice que ocurre un eclipse. Los muchos eventos eclípticos conocidos por los astrónomos son de dos tipos diferentes: en los del primer tipo, el cuerpo eclipsante se coloca entre un observador y el objeto eclipsado; el objeto eclipsado aparece ante el observador total o parcialmente cubierto por el objeto eclipsante. Los eclipses del segundo tipo afectan sólo a planetas o satélites naturales; en este caso, el cuerpo eclipsante se coloca entre el Sol y el objeto eclipsado. El objeto eclipsado queda a la vista del observador, pero la luz del Sol no llega más a él o cualquier parte de él, y llega a oscurecerse por entrar en la sombra del objeto eclipsante. Ejemplos de este género de evento eclíptico son los eclipses de la Luna y los eclipses de los satélites de Júpiter.

Los eclipses solares y lunares han sido de gran interés porque se ven fácilmente sin utilizar un telescopio y ofrecen un espectáculo impresionante. Los pueblos primitivos fueron invadidos por el miedo ante la oscuridad que sobrevenía durante un eclipse total de Sol o por la vista extraña del eclipse de Luna. Referencias de tales eclipses se hallan en los más viejos archivos de la historia.

Un eclipse solar ocurre cuando la Luna, girando en su órbita alrededor de la Tierra, se mueve por el disco del Sol de manera que la sombra de la Luna pasa rápidamente por encima de la superficie terrestre. Un eclipse solar puede ser total, parcial o anular, dependiendo los dos primeros de la posición del observador.

La luz solar no penetra la parte interna de la sombra, o umbra. Para los observadores en la Tierra dentro de la umbra, el disco del Sol aparece completamente cubierto por el disco de la Luna; en este caso se dice que el eclipse solar es total. A causa de que la umbra es limitada en su intersección con la Tierra, un eclipse total se puede observar sólo dentro de un área muy limitada llamada zona de totalidad (zona abarcada por la umbra). A causa del movimiento relativo de la Tierra y la Luna, la sombra se mueve rápidamente sobre la superficie de la Tierra. Un eclipse total de Sol, en consecuencia, dura sólo un tiempo muy corto (menos de ocho minutos en cualquier lugar de la Tierra). A los observadores localizados en la parte externa de la sombra de la Luna, o penumbra, el disco de la Luna parece recubrir en parte al disco del Sol; este evento es llamado eclipse parcial de Sol.

A causa de que la Tierra gira alrededor del Sol en una órbita elíptica, la distancia entre la Tierra y Sol cambia ligeramente durante el curso de un año, cambiando con ello el tamaño aparente del disco solar. De manera similar, el tamaño aparente del disco lunar varía a lo largo de un mes a causa de la forma elíptica de la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. Si un eclipse solar ocurre cuando el Sol está más cerca de la Tierra (lo cual se denomina perigeo, mostrando el Sol un diámetro aparente mayor) y la Luna está más lejos (lo cual se denomina apogeo, mostrando la Luna un diámetro aparente menor), la Luna no cubre completamente el Sol; un anillo marginal del Sol es visible alrededor del borde de la Luna. Este tipo de eclipse de Sol es conocido como eclipse anular. Los eclipses de Sol ocurren de dos a cuatro veces por año. En extrañas ocasiones pueden ocurrir más, como en 1935, cuando 5 eclipses solares se llevaron a cabo.

Los eclipses totales de Sol han ayudado a los científicos a obtener mucho conocimiento acerca del naturaleza de la cromosfera y la corona, delgadas capas externas del Sol que usualmente no son visibles ante la intensa luz de la brillante superficie solar, o fotosfera. Durante un eclipse total de Sol la Luna actúa como una pantalla fuera de la atmósfera de la Tierra, cortando los rayos directos de la fotosfera. El brillo del cielo es reducido considerablemente, y las partes más débiles del Sol llegan a ser visibles. Sin embargo, los científicos no necesitan esperar a que los eclipses ocurran naturalmente para estudiar el Sol. Pueden usar un instrumento llamado coronógrafo para bloquear la fotosfera artificialmente, haciéndoles posible conducir estudios de la cromosfera y corona del Sol.

Cuando la Luna viaja a través del cono de sombra que proyecta la Tierra y pierde la brillante iluminación del Sol, ocurre un eclipse lunar. Sólo puede ocurrir cuando la Luna está llena, estando ésta en posición directamente opuesta al Sol debido a que la sombra de la Tierra es dirigida lejos del Sol. Se puede ver un eclipse lunar desde cualquier lugar de la Tierra donde la Luna esté sobre el horizonte. Tal eclipse puede ser total, parcial o penumbral, dependiendo de la posición de la Luna. Si la Luna pasa por el centro de la umbra de la Tierra, ocurre un eclipse total de Luna. El eclipse total se puede prolongar a 100 minutos, durando el eclipse entero un aproximado de 3 ¹/₂ horas. Un eclipse parcial de Luna es observable sólo cuando una parte de la Luna pasa por la umbra. El de tipo penumbral ocurre sólo cuando la Luna se mueve por la parte exterior de la sombra, oscureciendo sólo ligeramente su iluminación propia. Los eclipses lunares generalmente ocurren dos veces por año. Sin embargo, hay años en que puede que no haya ninguno y años en que pueden haber hasta tres.

Desde la Tierra, la Luna aparece sobre un fondo de estrellas distantes. Como la Luna se mueve hacia el este a través de las constelaciones, de vez en cuando pasa delante de una estrella o un planeta, causando una ocultación. Las observaciones precisas cronometradas de ocultaciones son usadas para estudiar el movimiento orbital de la Luna. Las medidas de tiempo requeridas por una estrella para desaparecer también proveen información acerca de los diámetros de las estrellas.

Los planetas Mercurio y Venus, que están más cerca del Sol que la Tierra, de vez en cuando pasan entre la Tierra y el Sol. En tal momento cualquiera de estos planetas aparece como un disco pequeño, oscuro, redondo, proyectado sobre el brillante disco del Sol, cruzándolo despacio como si el planeta hiciera un tránsito.

Los eclipses binarios son sistemas de dos estrellas, consistiendo en dos cuerpos estelares que giran el uno alrededor del otro. Una estrella pasa periódicamente delante o atrás de la otra, dependiendo de cómo se vea desde la Tierra, y dos eclipses ocurren durante cada revolución. Partiendo de la manera en que la luz del sistema binario varía, es posible calcular la órbita y el tamaño relativo de los dos cuerpos.