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aus dem Quadrate der Umlaufszeit mit der Summe der
Massen der Sonne und des Planeten proportional.
Es stelle die Ellipse der Figur
(Fig. 1) die Bahn eines Planeten vor,
im Brennpunkte S sei die Sonne.
Ist AP die große Achse der Ellipse,
so ist der dem Brennpunkte S näher
liegende Punkt P zugleich derjenige
Punkt der Bahn, in welchem der Planet der Sonne am
nächsten kommt; der Punkt P wird daher das Perihelium
oder die Sonnennähe genannt. Im anderen Endpunkte A ist
der Planet von der Sonne am weitesten entfernt, der Punkt A
wird daher das Aphelium oder die Sonnenferne genannt.
Beide Punkte heißt man Apsiden, und die Gerade AP, so
bald nur ihre Lage berücksichtigt wird, die Apsidenlinie.
Ist 0 der Mittelpunkt der Ellipse, AO = OP = a die
halbe große Achse, OS = ae , so heißt e die Exzentri
zität. Die kleinste Entfernung des Planeten von der
Sonne ist daher SP = OP — OS — a{ 1 — e), die größte
SA = OA -f- SO = a[l -f- e), daher die mittlere = a =
der halben großen Achse. In der mittleren Entfernung be
findet sich der Planet, wenn er durch den einen oder den
anderen Endpunkt der kleinen Achse geht.
Befindet sich der Planet im Punkte L seiner Bahn, so
heißt die Gerade SL = r der Radius Vektor, und der
Winkel PSL = v die wahre Anomalie des Planeten.
Dieser Winkel wird vom Perihelium im Sinne der Bewegung
des Planeten (in der Figur durch einen beigesetzten Pfeil
ausgedrückt) von 0 bis 360° gezählt. Die beiden Größen
r und v sind die Polarkoordinaten des Planeten in Bezug
auf die Sonne als Anfangspunkt (Pol) und die Apsidenlinie
als Grundlinie (Achse).
Fisr. 1.
0 S J T