Die ekliptikale Länge λ ist, neben der ekliptikalen Breite β, eine der zwei Himmelskoordinaten des ekliptikalen Koordinatensystems.
Sie zählt entlang der Ekliptik – der scheinbaren jährlichen Sonnenbahn an der Himmelskugel – vom Frühlingspunkt aus nach Osten, also im selben Sinn, wie die Ortsveränderung der Sonne verläuft.
Die zweite Koordinate, die Breite β, zählt von der Ekliptik aus in Richtung der Ekliptikpole.
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. Ihre ekliptikale Länge ändert sich im Winter rascher als im Sommer (0,95 bis 1,02° täglich), was die sogenannte Zeitgleichung verursacht.
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.
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