Exzentrizität
Die in der Astronomie meist benutzte numerische Exzentrizität (siehe auch Bild Erdbahnparameter) e ist der Abstand eines Brennpunktes vom Mittelpunkt der Ellipse geteilt durch die große Halbachse. Die Folgende Abbildung zeigt eine Ellipsenbahn eines Planeten. F1 und F2 sind die beiden Brennpunkte der Ellipse, a sei die große Halbachse, b die kleine Halbachse. Im Brennpunkt F2 befindet sich die Sonne, im Punkt P ein Planet. Unserer Abbildung nach währe die numerische Exzentrizität folgendermaßen definiert: Für einen Kreis ist e=0, für eine Ellipse zwischen 0 und 1. Bei e=1 erhalten wir eine Parabel, bei e>1 eine Hyperbel. Parabeln und Hyperbeln sind jedoch keine geschlossenen Bahnformen mehr, da ihre Äste ins Unendliche reichen. Die numerische Exzentrizität kann auch auf andere Arten berechnet werden:
a)
b) Durch den Exzentrizitätswinkel :
c) Durch die Periheldistanz q bzw. Apheldistanz Q:
Für die Erde beträgt die numerische Exzentrizität e=0.017. Die Erdumlaufbahn weicht also nur gering von der Idealkreisbahn ab. Aufgrund der Tatsache, daß die Erdumlaufbahn eine Ellipse ist, ändert sich der Abstand zwischen Sonne und Erde mit dem Wechsel der Jahreszeiten. Im Januar befindet sich die Erde an ihrem sonnennähsten Punkt (dem Perihel), im Juli am sonnenfernsten (Aphel). Infolgedessen ist die globale Insolation im Januar etwas größer als im Juli. Daraus ergibt sich, daß auf der Nordhalbkugel die Winter wärmer und die Sommer kühler sind, als sie es bei einer exakt kreisförmigen Erdbahn wären.