Definition¶

Wähle zwei Brennpunkte und eine Halbachse $a$. Die damit verbundene Ellipse ist die Menger aller Punkte mit der Eigenschaft, dass die Summe der Abstände zu den beiden Brennpunkten den Wert $2a$ hat. Direkt aus der Definition ergibt sich die Gärtnerkonstruktion, mit der man eine Ellipse mit zwei Pflöcken in den Brennpunkten, einer Schnur der Länge $2a$ und einem Stock ins Blumenbeet malen kann:

(Quelle: Wikipedia, CC BY-SA 4.0)

Mit einem Kreis kann man nur wenige natürliche Punkte und Parameter assozieren (Mittelpunkt, Radius, Umfang). Die Geometrie von Ellipsen ist bereits wesentlich komplizierter. Hier die wichtigstens Definitionen (Warnung: diese können sich zwischen verschiedenen Autoren unterscheiden):

$M$	Mittelpunkt
$F_L/F_R$	Linker / rechter Brennpunkt
$a/b$	große / kleine Halbachse
$e$	linear Exzentrizität
$\epsilon=\frac ea$	numerische Exzentrizität
$p$	Halbparameter
$H_L / H_R $	Hauptscheitel

Polardarstellung¶

Aus der Projektion des Ortsvektors auf den Runge-Lenz-Vektor ergibt sich die Formel \begin{align}\label{eqn:polar}\tag{1} r = \frac{p}{1+\epsilon \cos\phi} \end{align}

Behauptung: Für $\epsilon\in[01)$ liegen die Punkte mit Polarkoordinaten (\ref{eqn:polar}) auf einer Ellipse.

Beweis: Betrachte einen Punkt $P$ dessen Polarkoordinaten $\phi, r$ die Gl. (\ref{eqn:polar}) erfüllen. Definiere: \begin{align*} a&=\frac{p}{(1-\epsilon)^2} \label{eqn:a} \tag{2} \\ F_L&=(0,-2\epsilon a) \\ F_R&=(0,0) \\ r_L &= \overline{F_L P} \\ r_R &= \overline{F_R P}, \end{align*} so dass $r_R = r$.

Zu zeigen ist, dass die definierende Relation $r_R + r_L = 2 a$ gilt.

Nutze dazu den Kosinussatz bezüglich des roten Dreiecks: \begin{align*} r^2_L =& 4 \epsilon^2 a^2 + r^2 - 4 \epsilon a r \cos(\pi-\phi). % \\ % =& % 4 \epsilon^2 a^2 + r^2 + 4 \epsilon a r \cos(\phi) \end{align*} In diesen Ausdruck setzen wir gleich die Beziehungen \begin{align*} r \epsilon \cos\phi &=p - r \\ p &= a(1-\epsilon)^2 \end{align*} ein, die aus den Formeln (\ref{eqn:polar}) und (\ref{eqn:a}) folgen. Mit etwas Umstellen: \begin{align*} r^2_L =& 4 \epsilon^2 a^2 + r^2 + 4 \epsilon r a \cos(\phi) \\ =& 4 \epsilon^2 a^2 + r^2 + 4 a(p-r) \\ =& r^2 - 4 ar + 4 a(\epsilon^2 a+ p) \\ =& r^2 - 4 ar + 4 a(\epsilon^2 a+ (1-\epsilon^2)a) \\ =& r^2 - 4 ar + 4 a^2 \\ =& (r-2a)^2\\ =& (2a-r_R)^2 \end{align*} Noch Wurzel ziehen, und wir sind fertig.

Eine geometrische Relationen¶

Die folgende Beziehungen wird für den Beweis des dritten Keplerschen Gesetzes benötigt.

Behauptung: Es gilt $b=\sqrt{pa}$. (Also die kleine Halbachse ist das geometrische Mittel aus der großen Halbachse und dem Halbparameter).

Beweis: Aus der Polardarstellung folgt für die $x$-Koordinaten der beiden Scheitelpunkte \begin{align*} x_L &= -\frac{p}{1-\epsilon^2}, \\ x_R &= \frac{p}{1+\epsilon^2}. \end{align*} Daher \begin{align*} a &= \frac12 \overline{H_L H_R} \\ &= \frac12(-x_L + x_R) \\ &= \frac{p}{1-\epsilon^2}. \end{align*}

Aus dem Satz von Pythagoras folgt für das rote Dreieck \begin{align*} b &= \sqrt{a^2 - e^2} \\ &= a \sqrt{1-\epsilon^2}. \end{align*} Setzen Sie nun die erste in die zweite Relation ein.

Visualisierung¶

Kleine Exzentrizität¶

Ellipsen mit kleiner Exzentrizität sind einem Kreis sehr nahe. Aus dem Bild oben: \begin{align*} b^2 + e^2 &= a^2 \\ \Rightarrow b &= a \sqrt{1-\epsilon^2} \\ & = a \left(1 - \frac{\epsilon^2}2 + O(\epsilon^4)\right) \end{align*} (Taylor um $\epsilon = 0$). Der Unterschied zwischen den Halbachsen hängt also nur in zweiter Ordnung von der numerischen Exzentrizität ab. Der Abstand $a\epsilon$ der Brennpunkte vom Mittelpunkt ist hingegen von erster Ordnung.

Für die Planeten des Sonnensystems sind die numerischen Exzentrizitäten relativ klein (den größten Wert hat der Merkur, mit $\epsilon\simeq 0,2$). Daher hat Kepler sein erstes Gesetz zunächst (fälschlich) als "die Planeten bewegen sich auf Kreisen, aber die Sonne ist nicht im Mittelpunkt" beschrieben. Oben sehen Sie eine Ellipse mit $\epsilon=0,2$. Ich kann sie visuell nicht von einem Kreis unterscheiden. Die (grünen) Brennpunkte liegen aber deutlich abseits des Mittelpunkts.

Die geschichtliche Entwicklung ist in [Arnold, Kapitel 2E] kurz erwähnt und wird in [Capderu, Handbook of Satellite Orbits, Kapitel 1.1.5] genauer besprochen.