mini|hochkant=1.3|Die Apsiden (Hauptscheitel) einer Bahnellipse: A = Apoapsis (d2 = Apoapsisdistanz) B = Periapsis (d1 = Periapsisdistanz) (F, rechts = Gravitationszentrum = einer der beiden Brennpunkte)

Apsis oder ApsideApside (1.), in: Duden online (Plural Apsiden) bezeichnet in der Astronomie einen der zwei Hauptscheitel der elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers um einen anderen als Zentralkörper.

Die Apoapsis ist derjenige Scheitel mit der größten Entfernung zum Zentralkörper und die Periapsis der mit der geringsten; beide gemeinsam werden Apsiden genannt, ihre Verbindungsgerade heißt Apsidenlinie.

Bei einer Umlaufbahn – beispielsweise von Planeten – um die Sonne bezeichnet Perihel (von ‚herum‘ und ‚Sonne‘) den sonnennächsten und Aphel (IPA: ) den sonnenfernsten Bahnpunkt.

Bei einer Umlaufbahn – beispielsweise des Mondes – um die Erde bezeichnet Perigäum den erdnächsten und Apogäum den erdfernsten Bahnpunkt.

Wortherkunft Apsis hat als altgriechisches Wort hapsís (im ionischen Dialekt ohne Hauchlaut apsís) die Bedeutungen „Verknüpfung“, „Maschen des Garnes“, am häufigsten jedoch „Gewölbe“, speziell „Triumphbogen“ oder „Himmelsgewölbe“. Mit der Bedeutung „Gewölbe“ wurde es für die in der Architektur gebräuchliche Bezeichnung Apsis entlehnt. In der Astronomie wird es nicht nur im Sinne von „(Himmels-) Gewölbe“, sondern auch für den Scheitel einer Bahnkurve verwendet. Apo- und peri- sind Vorsilben mit der Bedeutung „von einem Orte weg“, „entfernt“ bzw. „um etwas herum“, „in der Nähe“.

Abgeleitete Begriffe Apsiden elliptischer Umlaufbahnen werden je nach Bezug oft besonders benannt. Je nach Bezug werden dabei die Vorsilben Ap(o)- für den fernen bzw. Peri- für den nahen Hauptscheitelpunkt mit einer Bezeichnung des Bezugspunkts kombiniert, die aus dem griechischen oder lateinischen Namen des Bezugspunkts abgeleitet ist.

-fokus ( „Brennpunkt“) bezeichnet die Apsiden bezogen auf einen Brennpunkt der Ellipse ohne speziellen Bezug. In der Näherung idealer Ellipsen, sind Peri- und Apofokus identisch zum Peri- bzw. Apozentrum, da hier das Baryzentrum im Brennpunkt der Ellipse liegt.

-zentrum (von griechisch kentron „Mittelpunkt“, wo man den Stachel des Zirkels ansetzt) nennt man die Apsiden bezogen auf das Baryzentrum. Ein Beispiel ist der Punkt auf der Umlaufbahn eines Partners in einem Doppelsternsystem, auf dem dieser am nächsten bzw. am weitesten vom Baryzentrum des Systems entfernt ist. Bezogen auf Zentralkörper

Sonne: Perihel und Aphel mini|hochkant=1.6|zentriert|Perihel und Aphel, innere Planeten mini|hochkant=1.6|zentriert|Perihel und Aphel, äußere Planeten Gesehen vom Himmelsnordpol, Frühlingspunkt unten;Planeten bewegen sich gegen den Uhrzeigersinn; • Perihel, • Aphel Blauer Bahnabschnitt nördlich der Ekliptik, violetter Bahnabschnitt südlich der Ekliptik. + Entfernung der Planeten und einiger Zwergplaneten von der Sonne in Astronomischen Einheiten und Kilometern, nasa.gov (Zwerg-)Planet Perihel Aphel Exzen­trizität AE Mio. km AE Mio. km Merkur 0,307 46,0 0,467 69,8 0,20564 Venus 0,718 107,5 0,728 108,9 0,00678 Erde 0,983 147,1 1,017 152,1 0,01671 Mars 1,381 206,7 1,666 249,2 0,09339 Ceres 2,547 381,0 2,984 446,4 0,07914 Jupiter 4,951 740,7 5,455 816,0 0,04839 Saturn 9,023 1.349,8 10,050 1.503,5 0,05386 Uranus 18,282 2.735,0 20,096 3.006,3 0,04726 Neptun 29,812 4.459,8 30,328 4.537,0 0,00859 Pluto 29,658 4.436,8 49,306 7.376,1 0,24883 Haumea 34,477 5.157,6 51,514 7.706,4 0,19813 Makemake 37,915 5.671,9 52,773 7.894,8 0,16384 Eris 38,542 5.765,7 97,558 14.594,5 0,43363 Zwergplaneten sind  grau  hinterlegt. Für die auf Sonne, Erde, Mond und Planeten bezogenen Apsiden gibt es ebenfalls Fachausdrücke, gebildet aus einem vom griechischen oder lateinischen Namen abgeleiteten Teil und den Vorsilben Ap(o)- für den fernen bzw. Peri- für den nahen Hauptscheitelpunkt.

-hel zu helios „Sonne“: Das Perihel ist der sonnennächste, das Aphel der sonnenfernste Punkt einer Umlaufbahn um die Sonne. Die Erde ist um den 3. Januar der Sonne am nächsten (ca. 147,1 Mio. km bzw. 0,983 AE) und um den 5. Juli am entferntesten (ca. 152,1 Mio. km bzw. 1,017 AE). Die Differenz von etwa 5 Mio. km entspricht einer Exzentrizität der Erdbahn von etwa 0,017.

-gäum zu gaia „Erde“; siehe auch Erdnähe: Perigäum und Apogäum sind der erdnächste bzw. der erdfernste Punkt. Beim Mond unterscheiden sich durch die merklich elliptische Form seiner Bahn (Exzentrizität 0,055) die beiden Entfernungen 406.740 km und 356.410 km um über 13 Prozent (bezogen auf die große Halbachse der Ellipse von 384.405 km Länge). Künstliche Erdsatelliten: Die Apsiden künstlicher Erdsatelliten werden ebenso genannt wie die des Erdmondes. Angegeben als Höhe über der Erdoberfläche, fällt ihr Unterschied deutlicher auf als bei Angabe geozentrischer Distanzen. Würde beispielsweise eine etwa 500 km hoch über der Erdoberfläche (6.371 km vom Erdmittelpunkt entfernt) liegende kreisförmige Umlaufbahn auf eine Exzentrizität von 0,055 geändert, variierte die Höhe etwa zwischen 122 km und 878 km. Satellitenbahnen mit Perigäen unter 200 km über Erdoberfläche sind aber wegen der hohen Bremswirkung der Atmosphäre wenig stabil. Hochexzentrische Umlaufbahnen werden deshalb sehr hoch angelegt, wie z. B. die Tundra-Orbits mit Apogäen über 40.000 km.

-selen zu selene „Mond“: Periselen und Aposelen sind der mondnächste bzw. der mondfernste Punkt der Bahn eines den Mond umkreisenden Körpers ( auch Perilune bzw. Apolune). Zum Beispiel hatte der dritte Lunar Orbiter (1967) zunächst ein Periselen von 210 km Höhe und ein Aposelen von 1790 km. Nach vier Tagen wurde die Bahn auf 45 km und 1850 km umgewandelt, um mehr hochauflösende Fotos zu gewinnen.

-astron zu griechisch astron „Stern“: Periastron und Apoastron: Der Punkt auf der Umlaufbahn eines Doppelstern-Partners, auf dem dieser am nächsten bzw. am weitesten von seinem Begleiter entfernt ist. -galaktikum zu galaxis „Milchstraße“: Perigalaktikum und Apogalaktikum sind die Punkte auf der Umlaufbahn eines Sterns um das Zentrum des Milchstraßensystems, auf dem er am nächsten bzw. am weitesten von diesem entfernt ist.

-ares zu griech. Ares: Beim Mars heißen die Apsiden Periares und Apares nach der griechischen Gottheit. -jovum zu lat. Iovis „des Jupiters“: Beim Jupiter wird die Bezeichnung von der römischen und nicht von der griechischen Gottheit abgeleitet. Man sagt Perijovum und Apojovum. Weitere Planeten: Für die anderen Planeten wären an Peri- bzw. Apo- konsequenterweise griechische Namen anzuhängen, z. B. ‑hermion beim Merkur oder ‑cytherion bei der Venus. Meistens werden sie umschrieben, analog beim Umlauf von Exoplaneten um ihren Zentralstern.

Weitere Begriffe Der Abstand zwischen System-Baryzentrum und Apside ist die Apsisdistanz (Apsidendistanz), oder Apsisabstand, also Periheldistanz (Perihelabstand, oft auch kurz nur „Perihel“), Apheldistanz (Aphelabstand, „Aphel“), Perizentrumsdistanz usw. Zu beachten ist, dass „Periapsisdistanz“ („Periapsisabstand“) manchmal auch als Bahnelement den Winkel Argument der Periapsis bezeichnet.

Die Verbindungslinie der beiden Apsiden ist die Apsidenlinie.

Grundlagen Exzentrizität und Apsisdistanz

Der Zusammenhang zwischen (numerischer) Exzentrizität und den Apsisdistanzen ist

Apsiden und Apsidenlinie mini|hochkant=1.6|Die Erdbahn: Die Punkte der Tagundnachtgleichen (Äquinoktiallinie, grün) und der Sonnenwenden (Solstitiallinie, rot) liegen nicht auf der Ellipsenhauptachse (türkis).

Die Gerade durch die beiden Apsiden wird Apsidenlinie genannt. Die Verbindungsstrecke beider Punkte entspricht der Hauptachse der Ellipse. Für die Bahnberechnung wird häufig deren halbe Größe als „große Halbachse“ oder „mittlere Entfernung“ angegeben.

Bestimmung aus großer Halbachse In astronomischen Tabellen sind oft die große Halbachse und die numerische Exzentrizität von Bahnen von Himmelskörpern angegeben. Aus diesen kann man nach folgenden Formeln den Abstand des umlaufenden Körpers vom Baryzentrum berechnen:

Bahnellipsen und Baryzentrum Wenn man Bahndaten näher betrachtet und die zwei Apsidendistanzen mittelt, fällt manchmal auf, dass sich diese mittlere Entfernung von der großen Halbachse unterscheidet. Wenn der Zentralkörper nicht wesentlich größer als der zweite ist, wird daran der Effekt des Baryzentrums deutlich gemacht. Denn nicht der Mittelpunkt des Zentralkörpers steht im Brennpunkt der Bahnellipse, sondern das Baryzentrum als der gemeinsame Schwerpunkt der Himmelskörper.

Beim System Erde-Mond liegt das Baryzentrum (der Erde-Mond-Schwerpunkt) fast 5000 km außerhalb des Geozentrums, also im mondzugewandten Bereich des Erdmantels. Der Erdmittelpunkt beschreibt daher monatlich eine Ellipse von 10.000 km Durchmesser.

Bei Doppelsternen (siehe unten) ist dieser Effekt noch wesentlich größer und kann vielfach sogar astrometrisch erfasst werden. So wurde beispielsweise schon um 1800 eine periodische Ortsveränderung des hellen Sterns Sirius festgestellt, aber erst 1862 sein kleiner Begleiter optisch nachgewiesen – als erster astrometrischer Doppelstern.

Bei dem Nachweis von Exoplaneten mit der Radialgeschwindigkeitsmethode wird dieser Effekt ausgenutzt, um aus dem radialen Bewegungsanteil des Muttersterns um das Baryzentrum auf Masse und Umlaufdauer der Planeten zu schließen.

Während des Durchgangs eines Körpers durch seine Periapsis besitzt er seine größte Bahngeschwindigkeit, weil er bis dorthin – aufgrund des abnehmenden Bahnradius – auf das Gravizentrum zufällt; während seines Durchgangs durch die Apoapsis seine geringste Umlaufgeschwindigkeit, weil er sich bis dorthin vom Gravizentrum entfernt. Die Winkelgeschwindigkeit (scheinbare Geschwindigkeit) im Umlaufzentrum ändert sich noch mehr, weil sich zusätzlich zu dem im gleichen Zeitabschnitt durcheilten Bogen auch die Distanz (der Radius) verkürzt – dieser Effekt ist etwa bei der Beobachtung der täglichen Bewegung des Mondes oder eines Satelliten auffallend.

Bahnstörungen In Abwesenheit von Schwerkraftseinflüssen anderer Himmelskörper und unter Vernachlässigung relativistischer Effekte hätte eine Apsidenlinie stets dieselbe Ausrichtung im Raum. Da der umlaufende Körper in der Regel jedoch solchen Störungen ausgesetzt ist, bleibt die Apsidenlinie nicht fest, sondern dreht sich langsam in Richtung des umlaufenden Himmelskörpers. Dieser Vorgang wird Apsidendrehung genannt. Weist die Bahn eines Himmelskörpers eine merkliche Apsidendrehung auf, so muss zwischen seiner anomalistischen Umlaufperiode (Rückkehr zur selben Apsis) und seiner kleineren siderischen Umlaufperiode (Rückkehr zur selben Stellung bezüglich des Fixsternhintergrunds) unterschieden werden.

Die Störungen durch andere Himmelskörper können neben der Apsidendrehung auch geringfügige kurzzeitige Verformungen einer Umlaufbahn bewirken. Der größte und der kleinste Abstand dieser verformten Bahn vom Zentralkörper werden sich an etwas anderen Stellen befinden als die Apsiden der ungestörten Bahn. Dies beeinflusst sowohl die Zeitpunkte der Apsidendurchläufe als auch die betreffenden Apsisdistanzen.

System Sonne-Erde Bei der Erde kreist nicht wie bei mondlosen Planeten ihr Mittelpunkt, sondern der mit ihrem Mond gemeinsame Schwerpunkt (Baryzentrum) auf einer Kepler-Ellipse um die Sonne. Dieser Schwerpunkt liegt zwar noch im Erdinneren – in ca. 1700 km Tiefe – doch im Mittel etwa 4670 km vom Erdmittelpunkt entfernt. Der Erdmittelpunkt vollführt folglich eine Schlangenlinie über der Ellipse.

Periheldurchgang des Erde-Mond-Schwerpunkts Jahr Datum Sonnenabstand (AE) 2010 3. Januar 18h MEZ 0,983314 2011 4. Januar 01h MEZ 0,983310 2012 4. Januar 04h MEZ 0,983303 2013 3. Januar 07h MEZ 0,983306 2014 3. Januar 16h MEZ 0,983311 2015 4. Januar 01h MEZ 0,983309 2016 4. Januar 05h MEZ 0,983296 2017 3. Januar 09h MEZ 0,983297 2018 3. Januar 15h MEZ 0,983312 2019 3. Januar 23h MEZ 0,983273 2020 4. Januar 06h MEZ 0,983253