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Nella meccanica celeste, la velocità orbitale di un pianeta è governata dalla sua distanza dal Sole. Più vicino al Sole, un pianeta viaggia più velocemente; più lontano rallenta. Questo principio si applica a qualsiasi orbita ellittica, dove la velocità del pianeta raggiunge il picco al perielio e diminuisce all'afelio.
Anche se tecnicamente il Sole e ciascun pianeta orbitano l’uno attorno all’altro, è comune – e sufficientemente accurato – modellare un pianeta in orbita attorno al Sole solo. Mentre il pianeta si muove lungo il suo percorso dal perielio all'afelio, la variazione della distanza determina quanto cambia la sua velocità. Minore è la differenza tra perielio e afelio, più rotonda è l'orbita e più costante è la velocità.
L'eccentricità quantifica la "rotondità" di un'orbita ellittica:0 rappresenta un cerchio perfetto, mentre valori prossimi a 1 descrivono forme sempre più allungate. Un'orbita circolare non produrrebbe alcuna variazione di velocità, ma tutte le orbite planetarie sono leggermente ellittiche. L’eccentricità della Terra è 0,017, collocandosi al terzo posto più bassa nel Sistema Solare. Nettuno segue con 0,011, mentre Venere vanta il più basso con 0,007.
Il percorso quasi circolare di Venere fa sì che la sua velocità orbitale rimanga notevolmente stabile rispetto ad altri pianeti. Con l'eccentricità più piccola, Venere sperimenta il minor cambiamento di velocità durante tutto l'anno, rendendolo il pianeta con la velocità orbitale più uniforme nel nostro Sistema Solare.
