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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