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Die ekliptikale Länge λ ist eine der zwei Himmelskoordinaten des ekliptikalen Koordinatensystems mit λ und Breite β.
Sie zählt entlang der Ekliptik – der scheinbaren jährlichen Sonnenbahn unter den Sternen – vom Äquinoktium an im selben Sinn, wie die Ortsveränderung der Sonne verläuft.
Die zweite Koordinate, die Breite β der Sonne ist – aber nur fast – Null, weil ihre Bahn ja zur Definition der Ekliptik dient (Details siehe Baryzentrum, Ekliptikschiefe).
Weil die Erdbahn nicht genau kreisförmig ist, sondern etwa eine Keplerellipse mit einer Exzentrizität von 1,6 Prozent, bewegt sich die Sonne unter den Sternen nicht ganz gleichförmig. Im Winterhalbjahr sind wir der Sonne näher (Perihel Anfang Januar) und sie läuft im Mittel etwas voraus. Im Sommerhalbjahr gleicht sich dies wieder aus (Aphel Anfang Juli).
Die äquatorialen Himmelskoordinaten Rektaszension α und Deklination δ lassen sich mittels Sphärischer Trigonometrie und Ekliptikschiefe ε – mit ε ≈ 23,44° – in die ekliptikalen Koordinaten (λ, δ) umrechnen (siehe kleines Dreieck rechts auf der Skizze). Diese Koordinatentransformation ist für die Berechnung der Umlaufbahnen von Planeten und anderer Körper des Sonnensystems unerlässlich.
Darüber hinaus bewirkt die Ekliptikschiefe, dass die Winkel λ und α nicht völlig gleich laufen (α enthält die Umdrehung der Erde um ihre Achse). Die beiden Effekte summieren sich zur Zeitgleichung, welche bis zu ± 16 Minuten ausmachen kann. Eine Sonnenuhr geht daher auch am 15°-Zonenmeridian der MEZ nur viermal jährlich genau, und maximal eine Viertelstunde falsch.
Siehe auch:
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