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两个焦点距离越远，椭圆就越扁长，或者说越“偏心”
。
开普勒推断，行星沿着椭圆轨道运行，太阳位于椭圆轨道的其中一个焦点，另一个焦点是空的。
在椭圆轨道上，离太阳最近的点称为“近日点”
（perihelion，希腊语中表示“最接近太阳”
），离太阳最远的点称为“远日点”
（aphelion，希腊语中表示“离太阳最远”
）。
行星的轨道不是高度偏心的，如果你从平面图上看，会发现它们看起来很像圆。
例如，当火星处于远日点时，它与太阳的距离与它处在近日点时相差不到21%。
对地球来说，处在远日点和处在近日点，它与太阳的距离相差不到4%。
开普勒因他的行星运动三定律而闻名。
简单地说，开普勒第一定律就是：每颗行星都在一个椭圆轨道上运行，太阳在椭圆轨道的其中一个焦点上。
开普勒第二定律描述了行星沿轨道运转速度的变化：行星越靠近太阳，其移动速度越快（原因可用后来的牛顿的引力理论解释）。
开普勒第二定律也可表述为：在相等的时间内，连接地球和太阳的虚构线扫出的面积相等。
开普勒第三定律将行星的轨道周期（行星绕太阳一周所需时间）和行星与太阳的平均距离联系起来。
开普勒第三定律可表述为：轨道周期的平方与平均距离的立方成正比。
行星到太阳的平均距离等于其椭圆轨道长轴长度的一半（也称为“半长轴”
），也可以说，行星到太阳的平均距离等于其近日点和远日点之间直线距离的一半。
开普勒的行星运动定律使精确计算其他行星轨道的大小成为可能，但其结果的精确程度却受限于人们对地球轨道大小测量的不确定性。
早在1672年，天文学家们就利用在多个地点同时对火星进行观测，测得了地球和太阳的距离，大约为1.4亿千米，这十分接近149597871千米这一正确值。
之后在1761年和1769年，天文学家们又通过对金星凌日的观测，将地球和太阳的距离估值修正为153±1百万千米（1769年的观测要求库克船长亲自在塔希提岛驻扎）。
虽然科学的进步使得关于太阳系规模和性质的模型变得更加自洽和简洁，但罗马教皇对印刷“日心说”
书籍的禁令直到1822年才被撤销。
你可能会认为，一旦确定了地球与一颗行星间的距离，计算行星大小的工作将会变得很容易。
但即使是利用大型望远镜，观测到的行星盘也是很小的，再加上地球大气层的干扰，我们对行星视角大小（或者说是行星看起来有多大）的测量存在巨大的不确定性。
例如，当威廉·赫歇尔在1781年发现天王星时，他测量的天王星的盘比实际要大8%。
要用望远镜测量一颗行星的大小，最精确的方法不是测量它看起来有多大，而是计算它从一颗恒星前面经过的时间。
行星从一颗恒星前面经过的现象被称作“掩星”
，这非常罕见，但到19世纪末，利用“掩星”
的方法，许多行星的大小已经被相当精确地确定了（表1）。
如果说天王星的发现是出于偶然，那海王星则是经过慎重的搜寻后，才在1846年被发现的。
当时天王星的轨道被发现存在微小的扰动，这使得天王星的轨道不再是一个完美的椭圆，而是存在扭曲。
对这种扰动最好的解释是，一颗看不见的外行星的引力影响了它，海王星因此被发现了。
当海王星的轨道被记录了足够长的时间后，它似乎也显示出了扰动，指向另一颗未被发现的行星。
这引发了1930年对发现冥王星的研究。
起初，天文学家认为这颗新发现的第九大行星的大小和质量一定与天王星和海王星相似，但在1955年，天文学家们证明冥王星不可能比地球大；1971年，冥王星大小的估算结果减少到火星的大小；1978年，人们发现冥王星表面的主要成分是具有高度反射性的甲烷冰，这意味着冥王星的实际尺寸必须更小，才能与它的总亮度保持一致。
如今，我们知道冥王星的直径只有2390千米，甚至比水星还要小，质量也比水星要小得多。
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