Apsis oderApside^[1] (PluralApsiden) bezeichnet in derAstronomie einen der zweiHauptscheitel derelliptischenUmlaufbahn einesHimmelskörpers um einen anderen als Zentralkörper.

DieApoapsis ist derjenige Scheitel mit der größten Entfernung zum Zentralkörper und diePeriapsis der mit der geringsten; beide gemeinsam werdenApsiden genannt, ihreVerbindungsgerade heißtApsidenlinie.

Bei einer Umlaufbahn – beispielsweise vonPlaneten – um dieSonne bezeichnetPerihel (vonaltgriechischπερίperí ‚herum‘ undἥλιοςhḗlios ‚Sonne‘) den sonnennächsten undAphel (IPA:[ˈap.heːl]^[2]) den sonnenfernsten Bahnpunkt.

Bei einer Umlaufbahn – beispielsweise desMondes – um dieErde bezeichnetPerigäum den erdnächsten undApogäum den erdfernsten Bahnpunkt.

Apsis hat alsaltgriechisches Wortἁψίςhapsís (imionischen Dialekt ohneHauchlautἀψίςapsís) die Bedeutungen „Verknüpfung“, „Maschen des Garnes“, am häufigsten jedoch „Gewölbe“, speziell „Triumphbogen“ oder „Himmelsgewölbe“.^[3] Mit der Bedeutung „Gewölbe“ wurde es für die in der Architektur gebräuchliche BezeichnungApsis entlehnt.In der Astronomie wird es nicht nur im Sinne von „(Himmels-) Gewölbe“, sondern auch für den Scheitel einer Bahnkurve verwendet.Apo- undperi- sindVorsilben mit der Bedeutung „von einem Orte weg“, „entfernt“^[4] bzw. „um etwas herum“, „in der Nähe“.^[5]

Apsiden elliptischer Umlaufbahnen werden je nach Bezug oft besonders benannt. Je nach Bezug werden dabei die VorsilbenAp(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 (lateinischfocus „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 (vongriechischkentron „Mittelpunkt“, wo man denStachel 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.

Sonne: Perihel und Aphel

Gesehen vomHimmelsnordpol,Frühlingspunkt unten; Planeten bewegen sich gegen den Uhrzeigersinn;• Perihel,• Aphel Blauer Bahnabschnitt nördlich derEkliptik, violetter Bahnabschnitt südlich der Ekliptik. Entfernung derPlaneten und einigerZwergplaneten von der Sonne inAstronomischen Einheiten und Kilometern[6] (Zwerg-) Planet Perihel Aphel Exzent- rizität 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 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 29,658 4.436,8 49,306 7.376,1 0,24883 34,477 5.157,6 51,514 7.706,4 0,19813 37,915 5.671,9 52,773 7.894,8 0,16384 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 VorsilbenAp(o)- für den fernen bzw.Peri- für den nahen Hauptscheitelpunkt.

• -hel zuhelios „Sonne“: DasPerihel ist dersonnennächste, dasAphel dersonnenfernste Punkt einer Umlaufbahn um die Sonne. Die Erde ist um den 3. Januar der Sonne am nächsten (ca. 147,1 Mio. km bzw. 0,983AE) und um den 5. Juli am entferntesten (ca. 152,1 Mio. km bzw. 1,017 AE). Die Differenz von etwa 5 Mio. km entspricht einerExzentrizität derErdbahn von etwa 0,017.

• -gäum zugaia „Erde“; siehe auchErdnähe:Perigäum undApogäum sind der erdnächste bzw. der erdfernste Punkt.
  • Beim Mond unterscheiden sich durch die merklich elliptische Form seinerBahn (Exzentrizität 0,055) die beidenEntfernungen 406.740 km und 356.410 km um über 13 Prozent (bezogen auf diegroße Halbachse der Ellipse von 384.405 km Länge).
  • Künstliche Erdsatelliten: Die Apsiden künstlicher Erdsatelliten werden ebenso genannt wie die des Erdmondes.
    • Angegeben alsHöhe über der Erdoberfläche, fällt ihr Unterschied deutlicher auf als bei Angabegeozentrischer 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 derAtmosphäre wenig stabil. Hochexzentrische Umlaufbahnen werden deshalb sehr hoch angelegt, wie z. B. dieTundra-Orbits mit Apogäen über 40.000 km.

• -selen zuselene „Mond“:Periselen undAposelen sind der mondnächste bzw. der mondfernste Punkt der Bahn eines den Mond umkreisenden Körpers (englisch auchPerilune bzw.Apolune). Zum Beispiel hatte der dritteLunar 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 zugriechischastron „Stern“:Periastron undApoastron: Der Punkt auf der Umlaufbahn einesDoppelstern-Partners, auf dem dieser am nächsten bzw. am weitesten von seinem Begleiter entfernt ist.
• -galaktikum zugalaxis „Milchstraße“:Perigalaktikum undApogalaktikum 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.

• -jovum zulat.iupiter: beimJupiter sagt manPerijovum undApojovum (englischPeri-, Apojove, vom lateinischen GenitivIovis fürdes Jupiters).
• -ares zugriech.Ares: BeimMars heißen die ApsidenPeriares undApares nach der griechischen Gottheit.
• Weitere Planeten: Für die anderen Planeten wären anPeri- bzw.Apo- konsequenterweise griechische Namen anzuhängen. Meistens werden sie umschrieben, analog beim Umlauf vonExoplaneten um ihrenZentralstern.

Der Abstand zwischen System-Baryzentrum und Apside ist dieApsisdistanz (Apsidendistanz), oderApsisabstand, alsoPeriheldistanz (Perihelabstand, oft auch kurz nur „Perihel“),Apheldistanz (Aphelabstand, „Aphel“),Perizentrumsdistanz usw. Zu beachten ist, dass „Periapsisdistanz“ („Periapsisabstand“) manchmal auch alsBahnelement den WinkelArgument der Periapsis bezeichnet.

Die Verbindungslinie der beiden Apsiden ist dieApsidenlinie.

Der Zusammenhang zwischen (numerischer)Exzentrizität und den Apsisdistanzen ist

${\displaystyle \epsilon =\text{Exzentrizität}=\frac{\text{Apoapsisdistanz}-\text{Periapsisdistanz}}{\text{Apoapsisdistanz}+\text{Periapsisdistanz}}}$

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

${\displaystyle a=\text{große Halbachse}=\frac{\text{Apoapsisdistanz}+\text{Periapsisdistanz}}{2}}$

In astronomischen Tabellen sind oft die große Halbachse${\displaystyle \text{a}}$ und die numerische Exzentrizität${\displaystyle \epsilon }$ von Bahnen von Himmelskörpern angegeben. Aus diesen kann man nach folgenden Formeln den Abstand des umlaufenden Körpers vom Baryzentrum berechnen:

${\displaystyle \text{Periapsisdistanz}=a\cdot (1-\epsilon )}$

${\displaystyle \text{Apoapsissdistanz}=a\cdot (1+\epsilon )}$

Wenn manBahndaten näher betrachtet und die zwei Apsidendistanzen mittelt, fällt manchmal auf, dass sich diesemittlere Entfernung von dergroßen Halbachse unterscheidet. Wenn der Zentralkörper nichtwesentlich größer als der zweite ist, wird daran der Effekt desBaryzentrums deutlich gemacht. Denn nicht derMittelpunkt des Zentralkörpers steht imBrennpunkt derBahnellipse, sondern das Baryzentrum als der gemeinsame Schwerpunkt derHimmelskörper.

BeimSystem Erde-Mond liegt das Baryzentrum (derErde-Mond-Schwerpunkt) fast 5000 km außerhalb desGeozentrums, also im mondzugewandten Bereich desErdmantels. 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 sogarastrometrisch erfasst werden. So wurde beispielsweise schon um 1800 eine periodische Ortsveränderung des hellen SternsSirius festgestellt, aber erst 1862 sein kleinerBegleiter optisch nachgewiesen -- als ersterastrometrischer Doppelstern.

Bei dem Nachweis vonExoplaneten 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 größteBahngeschwindigkeit, 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. DieWinkelgeschwindigkeit (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 dertäglichen Bewegung des Mondes oder einesSatelliten auffallend.

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 wirdApsidendrehung 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.

Bei der Erde kreist nicht wie bei mondlosen Planeten ihr Mittelpunkt, sondern der mit ihrem Mond gemeinsame Schwerpunkt (Baryzentrum) auf einerKepler-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.

Der Schwerpunkt durchläuft den Scheitelpunkt der Ellipse jeweils in mittleren Zeitabständen von einemanomalistischen Jahr, also 365 Tagen und gut sechs Stunden. Nach Ablauf eines Kalenderjahres von 365 Tagen braucht der Schwerpunkt daher noch weitere sechs Stunden, um den Scheitelpunkt wieder zu erreichen. Jeder Durchgang findet deshalb zu einer um etwa sechs Stunden späteren Uhrzeit statt, bis nach vier Jahren ein Schalttag den Durchgang wieder um einen Tag vorverlegt (man vergleiche ähnliche Muster beim Beginn der einzelnenJahreszeiten). Da das Schaltjahrschema jedoch dafür ausgelegt ist, den Kalender mit demtropischen Jahr und nicht mit dem um etwa 25 Minuten längeren anomalistischen Jahr zu synchronisieren, wandert der Zeitpunkt des Scheiteldurchgangs langfristig rückwärts durch den Kalender.

In der Tabelle^[7] sind die auflaufende jährliche Verspätung und das Zurückspringen nach einem Schaltjahr (fett markiert) deutlich zu erkennen. Die verbleibenden Abweichungen von einer strengen Regelmäßigkeit sind auf dieGravitationseinflüsse der übrigen Planeten zurückzuführen, welche die Erdbahn geringfügig verformen, so dass die genaue Lage ihres sonnennächsten Punktes stets ein wenig hin und her wandert.

Der Erdmittelpunkt vollführt die bereits erwähnte Schlangenlinie über der vom Schwerpunkt Erde/Mond (Baryzentrum) verfolgten Keplerellipse. Der Zeitpunkt der größten Sonnennähe der Erde ist deshalb im Allgemeinen nicht derjenige, an dem das Baryzentrum den Ellipsenscheitel passiert. Er wird auch von der Mondphase bestimmt, die zur Perihel-Zeit besteht:^[9]

• Bei zunehmendem Mond erreicht der Erdschwerpunkt später als das Baryzentrum seine größte Sonnennähe, bei abnehmendem Mond ist es umgekehrt. Der Zeitunterschied ist bei Halbmond am größten und kann bis etwa 32 Stunden betragen.
  • Wenn sich der Mond bei der Scheitelpassage des Baryzentrums im ersten Viertel (zunehmender Mond) befindet, so bewegt sich die Erde gerade mit maximaler Geschwindigkeit in Richtung zur Sonne. Der Mond entfernt sich mit maximaler Geschwindigkeit, der Abstand der Erde von der Sonne nimmt immer noch ab, und die maximale Sonnennähe ist später als jene des Baryzentrums. Der Abstand des Baryzentrums von der Sonne wächst zwar nach dem Verlassen des Scheitels, aber die vom Mond verursachte Annäherung der Erde an die Sonne überwiegt mehr als einen Tag lang.
  • Beim dritten Viertel (abnehmender Mond) hat sich die Erde mehr als einen Tag früher der Sonne am nächsten befunden und entfernt sich anschließend mit maximaler Geschwindigkeit von der Sonne weg (Mond mit maximaler Geschwindigkeit in Sonnen-Richtung). Wenn das Baryzentrum im Bahnscheitel ist, hat die Erde bereits eine positive Geschwindigkeit von der Sonne weg, und die maximale Sonnennähe war früher als jene des Baryzentrums.
    Im Beispiel für 1989 (siehe auch AbbildungBewegung der Erde auf Schlangenlinien um die Sonne) war der Mond am 30. Dezember 1988 im dritten Viertel. Die von ihm verursachte schnelle Wegbewegung der Erde von der Sonne wurde aber von der noch relativ schnellen Näherung des Baryzentrums an die Sonne bis zur Nacht vom 1. zum 2. Januar (etwa 27 Stunden vor dem am 3. Januar stattfindenden Scheiteldurchgang des Baryzentrums) überboten.
• Bei Vollmond und Neumond passieren Erdschwerpunkt, Baryzentrum und Mond ihre Ellipsenscheitel etwa gleichzeitig. Bei Vollmond ist die Sonnennähe der Erde absolut am größten und kann exakt im Scheitel stattfinden. Bei Neumond ist die größte Sonnennähe im gegenseitigen Vergleich aller Mondphasen am kleinsten und liegt immer kurz vor oder nach dem Scheitel.

In den Jahren 2010 bis 2020 wird die größte Sonnennähe maximal etwa 29 Stunden früher (2016) beziehungsweise maximal etwa 30 Stunden später (2017) als die Scheitelpassage des Baryzentrums erreicht, siehe unten stehende Tabelle.Die frühesten und spätesten kalendarischen Momente der größten Sonnennähe der Erde in den Jahren 1980 bis 2020 sind der 1. Januar 1989 23^h MEZ (etwa 27½ Stunden vor der Scheitelpassage des Baryzentrums, abnehmender Mond, Schalttag vorhergehend, 29. Februar 1988) und der 5. Januar 2020 9^h MEZ (etwa 27 Stunden nach der Scheitelpassage des Baryzentrums, zunehmender Mond, Schalttag folgend, 29. Februar 2020).^[10][11][7] Man beachte, dass bei der Auswahl nach Kalenderdatum wegen des Schaltperiode-„Pendelns“ des Kalenders keine Aussage über die größten zeitlichen Abstände vom Moment der Scheitelpassage durch das Baryzentrum möglich ist, vgl. Werte 1989 gegen 2016 und 2020 gegen 2017.

Wegen der langsamenDrift des Perihels (Drehung derApsidenlinie) werden sich diese Zeitpunkte auf spätere Kalenderdaten verschieben. Um das Jahr 1600 war größte Sonnennähe zwischen 26. und 28. Dezember. Um das Jahr 2500 herum wird sie auf den 10. bis 13. Januar fallen.^[10][12]

Die für die Sonnennähe beschriebenen Verhältnisse gelten entsprechend auch für die Sonnenferne. Die folgende Tabelle listet Zeitpunkte für beide Fälle auf.^[13]

• Bahnbestimmung
• Bahnkreuzer
• Kepler-Gleichung
• Umlaufzeit

Wiktionary: Aphel – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Wiktionary: Apsis – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Wiktionary: Perihel – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

1. ↑Apside (1.), in: Duden online
2. ↑Aphel. Abgerufen am 24. Mai 2024. 
3. ↑Wilhelm Pape, Max Sengebusch (Bearb.):Handwörterbuch der griechischen Sprache. 3. Auflage, 6. Abdruck. Vieweg & Sohn, Braunschweig 1914,S. 421 (Digitalisat [abgerufen am 13. August 2018]). 
4. ↑Wilhelm Pape, Max Sengebusch (Bearb.):Handwörterbuch der griechischen Sprache. 3. Auflage, 6. Abdruck. Vieweg & Sohn, Braunschweig 1914,S. 294 (Digitalisat [abgerufen am 13. August 2018]). 
5. ↑Wilhelm Pape, Max Sengebusch (Bearb.):Handwörterbuch der griechischen Sprache. 3. Auflage, 6. Abdruck. Vieweg & Sohn, Braunschweig 1914,S. 564 (Digitalisat [abgerufen am 13. August 2018]). 
6. ↑@1@2Vorlage:Toter Link/solarsystem.nasa.govCompare the Planets (Seite nicht mehr abrufbar, festgestellt im März 2018.Suche in Webarchiven), nasa.gov
7. ↑^abAus dem EphemeridenserverHORIZONS Web-Interface des JPL ausgelesen. Observer Location: „Sun (body center)“, Target Body: „Earth-Moon Barycenter [EMB]“, Ausgabe von Zielentfernung „Obsrv range“ und Lichtlaufzeit „One-Way Light-Time“. Minimale Entfernung durch quadratische Interpolation auf 10-Minuten-Raster ermittelt; zugehörigen Zeitpunkt um Lichtlaufzeit korrigiert.
8. ↑MICA 2.0: „Multiyear Interactive Computer Almanac 1800–2050“, U.S. Naval Observatory, Washington, 2005, publ. by Willmann-Bell, Inc.
9. ↑Siegfried Wetzel:Das Perihel der Erde
10. ↑^abJ. Meeus:Mathematical Astronomy Morsels. Willmann-Bell. Richmond 1997.ISBN 0-943396-51-4. Kap. 27
11. ↑Aus dem EphemeridenserverHORIZONS Web-Interface des JPL ausgelesen. Observer Location: „Sun (body center)“, Target Body: „Earth [Geocenter]“, Ausgabe von Zielentfernung „Obsrv range“ und Lichtlaufzeit „One-Way Light-Time“. Minimale Entfernung durch quadratische Interpolation auf 10-Minuten-Raster ermittelt; zugehörigen Zeitpunkt um Lichtlaufzeit korrigiert. Zeitpunkte durch Vergleich mitEarth's Seasons – Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020 (Memento vom 8. Oktober 2015 imInternet Archive) kontrolliert.
12. ↑Earth at Perihelion and Aphelion: 1501 to 1600 ...Earth at Perihelion and Aphelion: 2001 to 2100 ...Earth at Perihelion and Aphelion: 2401 to 2500 von Fred Espenak (astropixels.com), abgerufen am 8. Juli 2021
13. ↑Fred Espenak: Earth at Perihelion and Aphelion: 2001 to 2100. In: astropixels. Abgerufen am 24. Juni 2021 (englisch). 

• Himmelsmechanik

• Wikipedia:Weblink offline