Dieser Text beschreibt Ekliptikale Länge.
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Ekliptikale Länge Artikel
Die ekliptikale Länge εist eine der zwei Himmelskoordinaten des ekliptikalen Koordinatensystems.
Sie zählt entlang der Ekliptik - der scheinbaren jährlichen Sonnenbahn unter den Sternen - in dem selben Sinn, wie die Ortsveränderung der Sonne verläuft. Die zweite Koordinate, die ekliptikale Breite β, ist bei der Sonne fast Null, weil ihre Bahn ja zur Definition der Ekliptik dient (Details siehe (Baryzentrum).
Weil die Erdbahn nicht exakt kreisförmig ist, sondern etwa eine Keplerellipse mit einer Exzentrizität von 1,6 Prozent, bewegt sich die Sonne unter den Sternen nicht ganz gleichförmig. In dem Winterhalbjahr sind wir der Sonne näher (Perihel Anfang Jänner) und sie läuft in dem Mittel etwas "voraus". In dem Sommerhalbjahr gleicht sich dies wieder aus (Aphel Anfang Juli).
Darüber hinaus bewirkt die Ekliptikschiefe (ε = 23,44°), dass die Winkel λ und α nicht völlig gleich laufen (im Sinne von α dreht sich die Erde um ihre Achse). Die beiden Effekte summieren sich zur sog. Zeitgleichung, welche bis zu +/- 16 Minuten ausmachen kann. Eine Sonnenuhr geht daher auch am 15°-Zonenmeridian der MEZ zweimal jährlich um eine Viertelstunde vor bzw. nach.
Die äquatorialen Himmelskoordinaten α und δ lassen sich mittels Sphärischer Trigonometrie und Ekliptikschiefe ε in die ekliptikale Länge λ und umrechnen - siehe kleines Dreieck rechts auf der Skizze. Diese Koordinatentransformation ist für die Berechnung der Umlaufbahnen von Planeten und anderer Körper des Sonnensystems unerlässlich.
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