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Die Bestimmung der heliocentrischen Orte aller Plane 
ten für irgend eine gegebene Zeit würde sonach äußerst leicht 
und einfach seyn. Allein man muß bemerken, daß die oben 
angenommene Voraussetzung der völlig gleichförmigen 
Bewegung der Planeten in Kreisen, zwar beynahe, 
aber doch nicht ganz der Wahrheit gemäß ist, und diese Be 
merkung wird einige Modificationen der vorhergehenden Rech 
nungen nöthig machen, die wir nun, so kurz und deutlich als 
möglich, aus einander setzen wollen. 
Die Planeten bewegen sich nämlich nicht gleichförmig in 
Kreisen, sondern ungleichförmig in Ellipsen, in deren einem 
Brennpuncte der Mittelpunct der Sonne ist. Diese elliptische 
Bewegung geht, nach dem merkwürdigen von Kepler entdeckten 
Gesetze so vor sich, daß die Entfernung des Planeten von der 
Sonne oder der sogenannte Radius Vector des Planeten, in 
gleichen Zeiten gleiche Flächen zurücklegt. Die von 
dem Radius Vector beschriebenen Flächen wachsen also gleich 
förmig wie die Zeit, aber nicht die von dem Planeten um die 
Sonne beschriebenen Winkel, die vielmehr eben deßwegen un 
gleichförmig wachsen müssen, so daß die Geschwindigkeit des Pla 
neten in. den der Sonne nächsten Puncten seiner Bahn am 
größten, und in den von der Sonne entferntesten Puncten am 
kleinsten seyn muß, weil dort der Radius Vector am kleinsten, 
und hier am größten ist. Man nennt den der Sonne nächsten 
Punct der elliptischen Bahn die Sonnennähe, P e r i h e l i u m, 
und den entgegengesetzten von der Sonne am meisten entfernten 
Punct die Sonnenferne oder das Ap Helium der Planeten 
bahn. Die gerade Linie, welche diese zwey Puncte verbindet, 
heißt die gro^ße Are der Bahn, und die Entfernung jedes 
der beyden Brennpuncte von dem Mittelpuncte der großen Are 
wird die Er c e n t r i c i tä t der elliptischen Bahn genannt.