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En mécanique céleste, la vitesse orbitale d’une planète est régie par sa distance au Soleil. Plus près du Soleil, une planète se déplace plus vite; plus loin, ça ralentit. Ce principe s'applique à toute orbite elliptique, où la vitesse de la planète culmine au périhélie et diminue à l'aphélie.
Bien que techniquement le Soleil et chaque planète tournent autour l’un de l’autre, il est courant – et suffisamment précis – de modéliser une planète comme étant en orbite autour du Soleil seul. À mesure que la planète se déplace sur sa trajectoire du périhélie à l’aphélie, la variation de distance détermine dans quelle mesure sa vitesse change. Plus la différence entre le périhélie et l'aphélie est petite, plus l'orbite est ronde et plus la vitesse est constante.
L'excentricité quantifie la « rondeur » d'une orbite elliptique :0 représente un cercle parfait, et les valeurs proches de 1 décrivent des formes de plus en plus allongées. Une orbite circulaire ne produirait aucune variation de vitesse, mais toutes les orbites planétaires sont légèrement elliptiques. L’excentricité de la Terre est de 0,017, la troisième plus basse du système solaire. Neptune suit avec 0,011, tandis que Vénus affiche le plus bas à 0,007.
La trajectoire quasi circulaire de Vénus signifie que sa vitesse orbitale reste remarquablement stable par rapport aux autres planètes. Avec la plus petite excentricité, Vénus connaît le moins de changement de vitesse tout au long de son année, ce qui en fait la planète avec la vitesse orbitale la plus uniforme de notre système solaire.