Konfigurasi planet-planet disebut beberapa pengaturan timbal balik yang khas dari planet-planet Bumi dan Matahari.

Pertama-tama, kami mencatat bahwa kondisi visibilitas planet dari Bumi sangat berbeda untuk planet dalam (Venus dan Merkurius), yang orbitnya terletak di dalam orbit Bumi, dan untuk planet luar (selebihnya).

Planet bagian dalam mungkin berada di antara Bumi dan Matahari atau di belakang Matahari. Dalam posisi seperti itu, planet ini tidak terlihat, karena hilang di bawah sinar matahari. Posisi ini disebut konjungsi planet dengan Matahari. Pada konjungsi bawah, planet ini paling dekat dengan Bumi, dan konjungsi atas adalah yang terjauh dari kita (Gbr. 26).

Sangat mudah untuk melihat bahwa sudut antara arah dari Bumi ke Matahari dan ke planet dalam tidak pernah melebihi nilai tertentu, tetap tajam. Sudut pembatas ini disebut jarak terbesar planet dari Matahari. Penghapusan Merkurius terbesar mencapai 28 °, Venus - hingga 48 °. Oleh karena itu, planet-planet dalam selalu terlihat di dekat Matahari, baik pada pagi hari di sisi timur langit, maupun pada sore hari di sisi barat langit. untuk melihat Merkurius dengan mata telanjang (Gbr. 26 dan 27).

Venus bergerak menjauh dari Matahari di langit pada sudut yang lebih besar, dan lebih terang dari semua bintang dan planet. Setelah matahari terbenam, ia tetap lebih lama di langit di bawah sinar fajar dan terlihat jelas bahkan dengan latar belakangnya. Itu juga bisa dilihat dengan baik di bawah sinar matahari pagi. Sangat mudah untuk memahami bahwa baik Merkurius maupun Venus tidak dapat dilihat di sisi selatan langit dan di tengah malam.

Jika, melewati antara Bumi dan Matahari, Merkurius atau Venus diproyeksikan ke piringan matahari, maka mereka akan terlihat di atasnya sebagai lingkaran hitam kecil. Lintasan seperti itu melintasi piringan Matahari selama konjungsi inferior Merkurius dan khususnya Venus relatif jarang, tidak lebih sering daripada setelah 7-8 tahun.

Belahan planet bagian dalam yang diterangi oleh Matahari pada posisinya yang berbeda relatif terhadap Bumi terlihat oleh kita dengan cara yang berbeda. Oleh karena itu, bagi pengamat terestrial, planet bagian dalam mengubah fasenya, seperti Bulan. Dalam hubungannya yang lebih rendah dengan Matahari, planet-planet menghadap ke arah kita dengan sisi yang tidak terang dan tidak terlihat. Agak jauh dari posisi ini, mereka terlihat seperti sabit. Dengan peningkatan jarak sudut planet dari Matahari, diameter sudut planet berkurang, dan lebar bulan sabit menjadi lebih besar. Ketika sudut di planet antara arah ke Matahari dan ke Bumi adalah 90 °, kita melihat tepat setengah dari belahan bumi yang diterangi dari planet ini. Planet seperti itu sepenuhnya menghadap kita dengan belahan siang hari di era koneksi atas. Tapi kemudian hilang di bawah sinar matahari dan tidak terlihat.

Planet-planet luar dapat berada dalam hubungannya dengan Bumi di belakang Matahari (bersama dengannya), seperti Merkurius dan Venus, dan kemudian mereka

Beras. 26. Konfigurasi planet-planet.

juga hilang dalam sinar matahari, tetapi dapat juga terletak pada kelanjutan garis lurus matahari – bumi, sehingga bumi berada di antara planet dan matahari. Konfigurasi ini disebut oposisi. Paling nyaman untuk mengamati planet ini, karena pada saat ini planet ini, pertama, paling dekat dengan Bumi, kedua, belahan buminya yang diterangi diputar ke arahnya dan, ketiga, berada di langit di tempat yang berlawanan dengan Matahari, planet ini di klimaks atas adalah sekitar tengah malam dan karena itu lama terlihat baik sebelum dan setelah tengah malam.

Momen konfigurasi planet, kondisi visibilitasnya pada tahun tertentu diberikan dalam "Kalender Astronomi Sekolah".

2. Periode Sinode.

Periode sinodik revolusi planet adalah periode waktu yang berlalu antara pengulangan konfigurasi identik, misalnya, antara dua oposisi.

Kecepatan planet semakin besar, semakin dekat dengan Matahari. Karena itu, setelah oposisi Mars, Bumi akan menyusulnya. Setiap hari dia akan menjauh darinya semakin jauh. Ketika dia menyusulnya satu putaran penuh, maka akan ada konfrontasi lagi. Periode sinodik planet luar adalah periode waktu setelah Bumi menyusul planet sebesar 360 ° saat mereka bergerak mengelilingi Matahari. Kecepatan sudut Bumi (sudut yang dijelaskan olehnya per hari) adalah kecepatan sudut Mars di mana adalah jumlah hari dalam setahun, T adalah periode sidereal planet, dinyatakan dalam hari. Jika periode sinodik planet dalam hari, maka dalam sehari Bumi akan menyusul planet sebesar 360 °, yaitu.

Jika kita mengganti angka yang sesuai ke dalam rumus ini (lihat Tabel V dalam lampiran), maka kita dapat menemukan, misalnya, bahwa periode sinodik Mars adalah 780 hari, dll. Untuk planet bagian dalam yang beredar lebih cepat dari Bumi, kita harus menulis:

Untuk Venus, periode sinodik adalah 584 hari.

Beras. 27. Lokasi orbit Merkurius dan Venus relatif terhadap cakrawala bagi pengamat ketika Matahari terbenam (fase dan diameter semu planet ditunjukkan pada posisi yang berbeda relatif terhadap Matahari pada posisi pengamat yang sama).

Para astronom pada awalnya tidak mengetahui periode sidereal planet, sedangkan periode sinodik planet ditentukan dari pengamatan langsung. Misalnya, mereka mencatat berapa banyak waktu berlalu antara oposisi berturut-turut dari planet ini, yaitu antara hari-hari ketika puncaknya tepat pada tengah malam. Setelah menentukan periode sinodik S dari pengamatan, mereka menemukan periode sidereal revolusi planet-planet T dengan perhitungan. Ketika Kepler kemudian menemukan hukum gerak planet, ia mampu menetapkan jarak relatif planet-planet dari Matahari menggunakan ketiga hukum, karena periode sidereal planet-planet telah dihitung berdasarkan periode sinodik.

1 Periode sideris Jupiter adalah 12 tahun. Setelah jangka waktu berapa konfrontasinya diulang?

2. Diketahui bahwa oposisi dari beberapa planet berulang dalam 2 tahun. Apa sumbu semi-mayor dari orbitnya?

3. Periode sinodik planet ini adalah 500 hari. Tentukan sumbu semi-mayor orbitnya. (Baca kembali tugas ini dengan seksama.)

Kelebihan menemukan hukum gerak planet adalah milik ilmuwan Jerman yang luar biasa Johannes Kepler(1571-1630). Pada awal abad XVII. Kepler, mempelajari sirkulasi Mars mengelilingi Matahari, menetapkan tiga hukum gerak planet.

hukum pertama Kepler. Setiap planet mengorbit dalam bentuk elips dengan matahari di salah satu fokusnya.(Gbr. 30).

Elips(lihat Gambar 30) disebut kurva tertutup datar, yang memiliki sifat sedemikian rupa sehingga jumlah jarak masing-masing titiknya dari dua titik, yang disebut fokus, tetap konstan. Jumlah jarak ini sama dengan panjang sumbu utama DA dari elips. Titik O adalah pusat elips, K dan S adalah fokus. Matahari dalam hal ini berada di fokus S. DO=OA=a - sumbu semi-utama elips. Sumbu semi-mayor adalah jarak rata-rata planet dari Matahari:

Titik terdekat dalam orbit Matahari disebut A. perihelion, dan titik terjauh darinya adalah D - aphelion.

Derajat pemanjangan elips dicirikan oleh eksentrisitasnya e. Eksentrisitas sama dengan rasio jarak fokus dari pusat (OK=OS) dengan panjang sumbu semi-mayor a, yaitu Ketika fokus bertepatan dengan pusat (e=0), elips berubah menjadi lingkaran.

Orbit planet berbentuk elips, sedikit berbeda dari lingkaran; eksentrisitas mereka kecil. Misalnya, eksentrisitas orbit Bumi adalah e=0,017.

hukum kedua Kepler(hukum daerah). Jari-jari-vektor planet untuk selang waktu yang sama menggambarkan luas yang sama, yaitu, luas SAH dan SCD adalah sama (lihat Gambar 30) jika busur dan digambarkan oleh planet untuk interval waktu yang sama. Tetapi panjang busur ini yang membatasi area yang sama berbeda: >. Akibatnya, kecepatan linier planet tidak sama di berbagai titik orbitnya. Kecepatan planet saat mengorbitnya semakin besar, semakin dekat dengan Matahari. Di perihelion, kecepatan planet paling besar, di aphelion paling kecil. Jadi, hukum kedua Kepler secara kuantitatif menentukan perubahan kecepatan sebuah planet yang bergerak sepanjang elips.

hukum ketiga Kepler. Kuadrat periode sideris planet-planet berhubungan sebagai pangkat tiga dari sumbu semi-mayor orbitnya. Jika sumbu semi-mayor orbit dan periode sidereal revolusi satu planet dilambangkan dengan 1, T 1, dan planet lain dengan 2, T 2, maka rumus hukum ketiga adalah sebagai berikut:

Hukum Kepler ini menghubungkan jarak rata-rata planet dari Matahari ke periode sidereal mereka dan memungkinkan Anda untuk menetapkan jarak relatif planet-planet dari Matahari, karena periode sidereal planet telah dihitung berdasarkan periode sinodik, dalam Dengan kata lain, ini memungkinkan Anda untuk mengekspresikan sumbu semi-mayor dari semua orbit planet dalam satuan orbit bumi sumbu semi-utama.

Sumbu semi-mayor orbit bumi diambil sebagai satuan jarak astronomis (a = 1 AU).

Nilainya dalam kilometer ditentukan kemudian, hanya pada abad ke-18.

Contoh solusi masalah

Tugas. Penentangan beberapa planet berulang dalam 2 tahun. Apa sumbu semi-mayor dari orbitnya?

Latihan 8

2. Tentukan periode revolusi satelit buatan bumi, jika titik tertinggi orbitnya di atas bumi adalah 5000 km, dan terendah adalah 300 km. Anggap bumi sebagai bola dengan jari-jari 6370 km. Bandingkan pergerakan satelit dengan revolusi bulan.

3. Periode sinodik planet ini adalah 500 hari. Tentukan sumbu semi-mayor orbit dan periode siderisnya.

12. Penentuan jarak dan ukuran benda di tata surya

1. Definisi jarak

Jarak rata-rata semua planet dari Matahari dalam satuan astronomi dapat dihitung dengan menggunakan hukum ketiga Kepler. Setelah didefinisikan jarak rata-rata bumi dari matahari(yaitu nilai 1 AU) dalam kilometer, dapat ditemukan dalam satuan jarak ini ke semua planet di tata surya.

Sejak 40-an abad kita, teknik radio telah memungkinkan untuk menentukan jarak ke benda langit melalui radar, yang Anda ketahui dari kursus fisika. Ilmuwan Soviet dan Amerika menentukan dengan radar jarak ke Merkurius, Venus, Mars dan Jupiter.

Ingat bagaimana jarak ke suatu objek dapat ditentukan dari waktu tempuh sinyal radar.

Metode klasik untuk menentukan jarak adalah dan tetap menjadi metode geometrik goniometrik. Mereka menentukan jarak ke bintang-bintang yang jauh, yang metode radarnya tidak dapat diterapkan. Metode geometris didasarkan pada fenomena pergeseran paralaks.

Perpindahan paralaktik adalah perubahan arah suatu benda ketika pengamat bergerak (Gbr. 31).

Lihatlah pensil yang ditempatkan secara vertikal, pertama dengan satu mata, lalu dengan yang lain. Anda akan melihat bagaimana pada saat yang sama dia mengubah posisi dengan latar belakang objek yang jauh, arah ke arahnya berubah. Semakin jauh Anda menggerakkan pensil, semakin kecil pergeseran paralaksnya. Tetapi semakin jauh titik pengamatan dari satu sama lain, yaitu, semakin banyak dasar, semakin besar pergeseran paralaktik pada jarak objek yang sama. Dalam contoh kita, dasarnya adalah jarak antara mata. Untuk mengukur jarak ke benda-benda tata surya, lebih mudah menggunakan jari-jari Bumi sebagai dasarnya. Posisi seorang termasyhur, seperti Bulan, diamati dengan latar belakang bintang-bintang yang jauh secara bersamaan dari dua titik yang berbeda. Jarak di antara mereka harus sebesar mungkin, dan segmen yang menghubungkannya harus membuat sudut dengan arah ke termasyhur, sedekat mungkin dengan garis lurus, sehingga pergeseran paralaktik maksimum. Setelah menentukan dari dua titik A dan B (Gbr. 32) arah ke objek yang diamati, mudah untuk menghitung sudut p di mana segmen yang sama dengan jari-jari Bumi akan terlihat dari objek ini. Karena itu, untuk menentukan jarak ke benda langit, Anda perlu mengetahui nilai basis - jari-jari planet kita.

2. Ukuran dan bentuk Bumi

Dalam foto yang diambil dari luar angkasa, Bumi terlihat seperti bola yang diterangi oleh Matahari, dan menunjukkan fase yang sama dengan Bulan (lihat Gambar 42 dan 43).

Jawaban pasti tentang bentuk dan ukuran Bumi diberikan pengukuran derajat, yaitu, pengukuran dalam kilometer dari panjang busur 1 ° di tempat yang berbeda di permukaan bumi. Cara ini masih ada pada abad III SM. e. digunakan oleh seorang ilmuwan Yunani yang tinggal di Mesir Eratostenes. Metode ini sekarang digunakan di geodesi- ilmu tentang bentuk Bumi dan pengukuran di Bumi, dengan mempertimbangkan kelengkungannya.

Di medan datar, dua titik dipilih yang terletak pada meridian yang sama, dan panjang busur di antara mereka ditentukan dalam derajat dan kilometer. Kemudian hitung berapa kilometer yang sesuai dengan panjang busur, sama dengan 1°. Jelas bahwa panjang busur meridian antara titik-titik yang dipilih dalam derajat sama dengan perbedaan garis lintang geografis dari titik-titik ini: = = 1 - 2 . Jika panjang busur ini, diukur dalam kilometer, sama dengan l, maka dengan kebulatan Bumi, satu derajat (1 °) busur akan sesuai dengan panjang dalam kilometer: Maka keliling meridian bumi L, dinyatakan dalam kilometer, sama dengan L = 360°n. Membaginya dengan 2π, kita mendapatkan jari-jari Bumi.

Salah satu busur meridian terbesar dari Samudra Arktik ke Laut Hitam diukur di Rusia dan Skandinavia pada pertengahan abad ke-19. di bawah arahan V.Ya.Struve(1793-1864), direktur Observatorium Pulkovo. Pengukuran geodetik besar di negara kita dilakukan setelah Revolusi Sosialis Oktober Besar.

Pengukuran derajat telah menunjukkan bahwa panjang 1° busur meridian dalam kilometer di wilayah kutub adalah yang terbesar (111,7 km), dan yang terkecil di khatulistiwa (110,6 km). Oleh karena itu, di ekuator, kelengkungan permukaan bumi lebih besar daripada di kutub, dan ini menunjukkan bahwa bumi bukan bola. Jari-jari khatulistiwa Bumi lebih besar dari yang kutub sebesar 21,4 km. Oleh karena itu, Bumi (seperti planet lain) karena rotasi dikompresi di kutub.

Sebuah bola, yang ukurannya sama dengan planet kita, memiliki jari-jari 6370 km. Nilai ini dianggap sebagai jari-jari Bumi.

Latihan 9

1. Jika para astronom dapat menentukan garis lintang geografis dengan akurasi 0,1", lalu apa kesalahan maksimum dalam kilometer di sepanjang meridian yang sesuai dengan ini?

2. Hitung dalam kilometer panjang satu mil laut, yang sama dengan panjang busur V khatulistiwa.

3. Paralaks. Nilai satuan astronomi

Sudut di mana jari-jari bumi terlihat tegak lurus terhadap garis pandang disebut paralaks horizontal..

Semakin besar jarak ke termasyhur, semakin kecil sudut . Sudut ini sama dengan perpindahan paralaktik bintang untuk pengamat yang terletak di titik A dan B (lihat Gambar 32), seperti CAB untuk pengamat di titik C dan B (lihat Gambar 31). CAB mudah ditentukan oleh DCA yang sama, dan mereka sama dengan sudut pada garis sejajar (DC AB menurut konstruksi).

Jarak (lihat gambar 32)

dimana R adalah jari-jari bumi. Mengambil R sebagai satu unit, kita dapat menyatakan jarak ke termasyhur dalam jari-jari bumi.

Paralaks horizontal Bulan adalah 57". Semua planet dan Matahari jauh lebih jauh, dan paralaksnya adalah detik busur. Paralaks Matahari, misalnya, = 8,8". Paralaks Matahari sesuai dengan jarak rata-rata Bumi dari Matahari, kira-kira sama dengan 150.000.000 km. Jarak ini diambil sebagai satu unit astronomi (1 AU). Dalam satuan astronomi, jarak antara benda-benda tata surya sering diukur.

Pada sudut kecil sinρ≈ρ, jika sudut dinyatakan dalam radian. Jika dinyatakan dalam detik busur, maka faktor diperkenalkan di mana 206265 adalah jumlah detik dalam satu radian.

Kemudian

Mengetahui hubungan ini menyederhanakan perhitungan jarak dari paralaks yang diketahui:

Contoh solusi masalah

Tugas. Berapa jauh Saturnus dari Bumi ketika paralaks horizontalnya 0,9"?

Latihan 10

1. Berapakah paralaks horizontal Jupiter jika dilihat dari Bumi pada posisi berlawanan jika Jupiter 5 kali lebih jauh dari Matahari dari Bumi?

2. Jarak Bulan dari Bumi pada titik orbit terdekat dengan Bumi (perigee) adalah 363.000 km, dan pada titik terjauh (apogee) 405.000 km. Tentukan paralaks horizontal Bulan pada posisi ini.

4. Menentukan ukuran tokoh-tokoh

Pada Gambar 33, T adalah pusat Bumi, M adalah pusat termasyhur dengan radius linier r. Menurut definisi paralaks horizontal, jari-jari bumi R terlihat dari matahari pada sudut ρ. Jari-jari r termasyhur terlihat dari Bumi pada suatu sudut.

Sejauh

Jika sudut dan kecil, maka sinus sebanding dengan sudut, dan kita dapat menulis:

Metode penentuan ukuran luminer ini hanya dapat diterapkan jika piringan luminer terlihat.

Mengetahui jarak D ke termasyhur dan mengukur jari-jari sudutnya, Anda dapat menghitung jari-jari liniernya r: r=Dsin atau r=D jika sudut dinyatakan dalam radian.

Contoh solusi masalah

Tugas. Berapa diameter linier Bulan jika terlihat dari jarak 400.000 km dengan sudut sekitar 0,5°?

Latihan 11

1. Berapa kali lebih besar Matahari daripada Bulan jika diameter sudutnya sama dan paralaks horizontal masing-masing 8,8" dan 57"?

2. Berapa diameter sudut Matahari jika dilihat dari Pluto?

3. Berapa kali lebih banyak energi yang diterima setiap meter persegi permukaan Merkurius dari Matahari daripada Mars? Ambil data yang diperlukan dari aplikasi.

4. Di titik mana di langit pengamat duniawi melihat benda termasyhur, berada di titik B dan A (Gbr. 32)?

5. Dalam perbandingan berapa diameter sudut Matahari, terlihat dari Bumi dan Mars, berubah secara numerik dari perihelion ke aphelion jika eksentrisitas orbitnya masing-masing 0,017 dan 0,093?

Tugas 5

1. Ukur dengan busur derajat DCA (Gbr. 31) dan ASC (Gbr. 32), dengan penggaris - panjang alasnya. Hitung jarak CA dan SC dari mereka, masing-masing, dan periksa hasilnya dengan pengukuran langsung dari gambar.

2. Ukur sudut p dan I pada Gambar 33 dengan busur derajat dan tentukan perbandingan diameter benda yang digambarkan dari data yang diperoleh.

3. Tentukan periode revolusi satelit buatan yang bergerak dalam orbit elips, ditunjukkan pada Gambar 34, dengan mengukur sumbu utama mereka dengan penggaris dan dengan asumsi jari-jari Bumi adalah 6370 km.

periode sirkulasi sinode(S) planet disebut selang waktu antara dua konfigurasi berurutan dengan nama yang sama.

periode orbit sidereal atau bintang(T) planet disebut periode waktu di mana planet membuat satu putaran penuh mengelilingi Matahari dalam orbitnya.

Periode sideris revolusi bumi disebut tahun sideris (T ). Di antara ketiga periode ini, hubungan matematis sederhana dapat dibangun dari penalaran berikut. Perpindahan sudut sepanjang orbit per hari adalah sama untuk planet, dan untuk Bumi. Perbedaan antara perpindahan sudut harian planet dan Bumi (atau Bumi dan planet) adalah perpindahan nyata planet per hari, yaitu Dari sini untuk planet yang lebih rendah

untuk planet atas

Persamaan ini disebut persamaan gerak sinodik.

Secara langsung dari pengamatan, hanya periode sinodik revolusi planet-planet S dan periode sidereal revolusi Bumi yang dapat ditentukan, mis. tahun sideris T . Periode sidereal revolusi planet-planet T dihitung sesuai dengan persamaan gerak sinodik yang sesuai.

Durasi satu tahun bintang adalah 365,26 ... hari matahari rata-rata.

7.4. hukum Kepler

Kepler adalah pendukung ajaran Copernicus dan menetapkan sendiri tugas untuk memperbaiki sistemnya berdasarkan pengamatan Mars, yang dilakukan oleh astronom Denmark Tycho Brahe (1546-1601) selama dua puluh tahun dan selama beberapa tahun oleh Kepler sendiri.

Sejak awal, Kepler berbagi kepercayaan tradisional bahwa benda langit hanya bisa bergerak dalam lingkaran, jadi dia menghabiskan banyak waktu mencoba menemukan orbit melingkar untuk Mars.

Setelah bertahun-tahun dan perhitungan yang sangat melelahkan, meninggalkan kesalahpahaman umum tentang sirkularitas gerak, Kepler menemukan tiga hukum gerak planet, yang saat ini dirumuskan sebagai berikut:

1. Semua planet bergerak sepanjang elips, di salah satu fokus yang (umum untuk semua planet) adalah Matahari.

2. Vektor radius planet menggambarkan luas yang sama dalam selang waktu yang sama.

3. Kuadrat periode sidereal revolusi planet-planet mengelilingi Matahari sebanding dengan pangkat tiga sumbu semi-utama orbit elipsnya.

Seperti diketahui, dalam elips, jumlah jarak dari salah satu titiknya ke dua titik tetap f 1 dan f 2 yang terletak pada sumbunya AP dan disebut fokus adalah nilai konstanta yang sama dengan sumbu utama AP (Gbr. 27) . Jarak PO (atau OA), di mana O adalah pusat elips, disebut sumbu semi-mayor , dan rasionya adalah eksentrisitas elips. Yang terakhir mencirikan penyimpangan elips dari lingkaran, di mana e \u003d 0.

Orbit planet sedikit berbeda dari lingkaran, mis. eksentrisitas mereka kecil. Eksentrisitas terkecil memiliki orbit Venus (e = 0,007), yang terbesar - orbit Pluto (e = 0,247). Eksentrisitas orbit bumi e = 0,017.

Menurut hukum pertama Kepler, Matahari berada di salah satu fokus orbit elips planet. Biarkan pada Gambar. 27, dan ini akan menjadi fokus f 1 (C - Matahari). Maka titik orbit P yang paling dekat dengan Matahari disebut perihelion, dan titik terjauh dari Matahari A - aphelion. Sumbu utama dari orbit AP disebut garis apsi d, dan garis f 2 P, yang menghubungkan Matahari dan planet P pada orbitnya, - vektor radius planet.

Jarak planet dari Matahari pada perihelion

q = a (1 - e), (2.3)

Q = a (l + e). (2.4)

Sumbu semi-mayor orbit diambil sebagai jarak rata-rata planet dari Matahari

Menurut hukum kedua Kepler, luas 1 2 yang dijelaskan oleh vektor jari-jari planet dari waktu ke waktu t dekat perihelion sama dengan luas 3 4 yang dijelaskan olehnya untuk waktu yang sama t dekat aphelion (Gbr. 27b). Karena busur 1 2 lebih besar dari busur 3 4 , maka, akibatnya, planet di dekat perihelion memiliki kecepatan lebih besar daripada di dekat aphelion. Dengan kata lain, pergerakannya mengelilingi Matahari tidak merata.