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Elliptische Bewegung »1er Planeten.

desto mehr nähert sie sich einem Kreise, in den sie füre — 0 selbst übergeht.

§. 41 .

Stelle die Ellipse der Figur die Bahn eines Planetenvor; im Brennpunkte S sei die Sonne. Yon den zwei End-punkten der grossen Axe ist alsdann der dem S näher lie-gende P zugleich derjenige Punkt der Bahn, in welchem derPlanet der Sonne am nächsten kommt, und wird daher dasPerihelium oder die Sonnennähe genannt. Befindetsich der Planet im andern Endpunkte A, so ist er am wei-testen von der Sonne entfernt, weshalb der Punkt A dasAphelium oder die Sonnenferne heisst. Beide Punktebegreift man auch unter dem Namen der Apsiden undnennt die Linie AP, sobald man bloss ihre Lage, nicht ihreLänge berücksichtigt, die Apsidenlinie.

Die kleinste Entfernung des Planeten von der Sonneist hiernach SP — MP — MS — a (1 — e), die grössteSA = MA + SM = a (1 + e), und daher die mittlere = a —der halben grossen Axe. Zu Folge des vorigen §. befindetsich der Planet in dieser mittlern Entfernung, wenn er durchden einen oder andern Endpunkt der kleinen Axe geht.

§. 42 .

Die Bahnen der Planeten sind so wenig excentrisch, dassdie meisten von ihnen beim ersten Anblicke Kreise zu seinscheinen. Unter den Bahnen der älteren Planeten haben diedes Merkur und des Mars die grösste Excentricität, näm-lich i und T ' T ; die grösste nach diesen, = T V, hat die Bahndes Saturn. Hierauf folgen die Excenlriciläten der Bahnendes Jupiter (und die ihr gleiche des Uranus), der Erde undder Yenus, = ,' T , ^ und T ^. Durchschnittlich grösser sindsie bei den erst in diesem Jahrhunderte entdeckten PlanetenCeres, Pallas, Juno und Vesta, nämlich |, x 't>

Bei dieser Kleinheit der Excentricitäten e wird es alserste Annäherung an die planetarischen Bewegungen hin-reichen, wenn wir bloss die erste Potenz von e berück-sichtigen, die zweite und höheren aber vernachlässigen.

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