Apsis (Astronomie)
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| Bild:Disambig-grau2.png | Dieser Artikel beschäftigt sich mit Apsis als astronomischem Begriff; zum Verwendung von Apsis und Apsidenachse in der Mechanik siehe Eulerwinkel; für den Begriff Apsis in der Baukunst siehe Apsis |
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Als Apsis (griechisch „Wölbung“, Plural Apsiden) bezeichnet man die beiden Hauptscheitel auf der (annähernd) elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers. Apoapsis ist dabei der Punkt mit der größten Entfernung zum Hauptkörper und Periapsis der mit der geringsten. Da die Ellipse genau zwei Hauptscheitel besitzt, wird der Begriff meist im Mehrzahl verwendet.
Für die Hauptkörper Sonne, Erde, Mond und Sterne haben die Apsiden eigene Namen, die aus den entsprechenden griechischen Wörtern folgerichtig sind:
- apo– / peri– „fern“ / „nah“
- –hel zu Helios „Sonne“
- –gäum zu Ge oder gaia „Erde“
- –selen Selene „Mond“
- -astron „Stern“).
Perizentrum und Apozentrum (lateinisch centrum „Achspunkt“) bezeichnen speziell Punkte in einem Mehrkörper-System und beziehen sich auf das Baryzentrum.
Der Abstand zwischen System-Schwerpunkt und Apside ist die Apsisdistanz oder Apsisabstand, also Periheldistanz (Perihelabstand, oft auch kurz nur „Perihel“), Apheldistanz (Aphelabstand, „Aphel“) u.s.w.
- Zu beachten ist, das „Periapsisdistanz“, „Periapsisabstand“ ab und an auch als Bahnelement den Winkel Argument der Periapsis bezeichnet.
Die Verbindungslinie der beiden Apsiden ist die Apsidenlinie.
Der Zusammenhang zwischen (numerischer) Exzentrizität und den Apsisdistanzen ist
<math>Exzentrizitddot at = frac{Apoapsisdistanz - Periapsisdistanz}{Apoapsisdistanz + Periapsisdistanz}</math>
Inhaltsverzeichnis |
Bahnellipsen und Baryzentrum
Wenn man Bahndaten näher betrachtet und die zwei Apsidendistanzen mittelt, fällt ab und an auf, dass sich diese mittlere Entfernung von der großen Halbachse unterscheidet. Wenn der Hauptkörper nicht wesentlich größer als der zweite ist, wird daran der Effekt des Baryzentrums deutlich gemacht. Denn nicht der Mittelpunkt des Hauptkörpers steht im Brennpunkt der Bahnellipse, statt der gemeinsame Schwerpunkt der Himmelskörper.
Beim System Erde-Mond liegt das Baryzentrum (der Erde-Mond-Schwerpunkt) fast 5000 km außerhalb des Geozentrums, also im mond-zugewandten Bereich des Erdmantels. Der Erdmittelpunkt beschreibt daher jeden Monat eine Ellipse von 10.000 km Durchmesser.
Bei Doppelsternen (siehe unten) ist dieser Effekt noch wesentlich größer und kann mehrfach wenn schonastrometrisch erfasst werden. So wurde zum Beispiel schon um 1800 eine periodische Ortsveränderung des hellen Sterns Sirius festgestellt, aber erst 1862 sein weniger bedeutendBegleiter optisch nachgewiesen.
Sonne: Perihel und Aphel
Das Perihel ist der sonnennächste, das Aphel (sprich „Ap_hel“) der sonnenfernste Punkt einer Planetenbahn. Die Erde hat ihren Perihel-Durchgang um den 3. Januar (2.-4. Jan.) bei 147,099 Mio. km und ihren Aphel-Durchgang um den 5. Juli (3.-6. Juli) bei 152,096 Mio. km.
Entfernung der Planeten von der Sonne (Angaben in Astronomischen Einheiten und Kilometern):
| Planet | Perihel | Aphel | ||
| Merkur | 0,306 AE | 45,9 Mio. km | 0,4667 AE | 69,7 Mio. km |
| Venus | 0,718 AE | 107,4 Mio. km | 0,728 AE | 109 Mio. km |
| Erde | 0,9833 AE | 147,1 Mio. km | 1,0167 AE | 152,1 Mio. km |
| Mars | 1,381 AE | 206,7 Mio. km | 1,666 AE | 249,1 Mio. km |
| Jupiter | 4,951 AE | 740,9 Mio. km | 5,454 AE | 815,7 Mio. km |
| Saturn | 9,008 AE | 1.347 Mio. km | 10,069 AE | 1.507 Mio. km |
| Uranus | 18,275 AE | 2.735 Mio. km | 20,088 AE | 3.004 Mio. km |
| Neptun | 29,800 AE | 4.456 Mio. km | 30,316 AE | 4.537 Mio. km |
| Pluto | 29,58 AE | 4.425 Mio. km | 49,19 AE | 7.375 Mio. km |
Bild:Jahreszeiten99 DE2.jpg
Erde: Perigäum und Apogäum
Perigäum und Apogäum sind der erdnächste bzw. der erdfernste Punkt der Mondbahn. Durch die merklich elliptische Bahnform (Exzentrizität 0,055) unterscheiden sich die beiden Entfernungen um über 13 Prozent. Sie betragen 356.410 km und 406.740 km und die große Halbachse 384.405 km (zur Abweichung siehe oben, Baryzentrum).
Künstliche Erdsatelliten
Bei künstlichen Erdsatelliten heißen die Apsiden ebenso wie beim natürlichen Erdmond. Gibt man sie als Höhe über der Erdoberfläche an, fällt ihr Unterschied natürlich mehr auf als bei geozentrischen Distanzen. Wird z.B. eine 300 km hohe Kreisbahn auf eine Exzentrizität von nur 0,001 geändert, ändern sich die zwei Höhen auf etwa 235 und 365 km. Russische Synchronsatelliten können wenn schon Werte von 500 km bis ca. 80.000 km aufweisen, und eine sog. Übergangsbahn zum Mond noch extremere.
Um stabile Satellitenbahnen zu erhalten, muss das Perigäum wegen der Bremswirkung der hohen Atmosphäre mindestens 200 km hoch liegen.
Mond-Satellit: Periselen und Aposelen
Periselen und Aposelen bezeichnen der mondnächsten bzw. der mondfernsten Punkt in der Bahn eines den Mond umkreisenden Körpers (englisch ist Perilune besser gesagtApolune üblicher).
Zum Beispiel hatte der dritte Lunar Orbiter (1967) zunächst ein Periselen von 210 km Höhe und ein Aposelen von 1790 km. Nach 4 Tagen wurde die Bahn auf 45 und 1850 km umgewandelt, um mehr hochauflösende Fotos zu gewinnen.
Monde um andere Planeten
Konsequenterweise wäre an Peri- genauer Apo- der griechische Name des Planeten anzuhängen, der aber oft nicht bekannt ist. Daher umschreibt man es meistens, nur beim Jupiter sagt man Perijuvum und Apojuvum (englisch Peri-, Apojove, vom lateinischen Genitiv Iovis).
Doppelsternsysteme: Periastron und Apastron (Peri- und Apozentrum)
Periastron u. Apastron: Der Punkt auf der Orbit eines Doppelstern-Partners, auf dem dieser am nächsten bzw. am weitesten entfernt von seinem Begleiter weit ist.
Perizentrum u. Apozentrum: Der Punkt auf der Orbit eines Partners in einem Doppelsternsystem, auf dem dieser am nächsten bzw. am weitesten entfernt von dem Schwerpunkt (Baryzentrum) des Systems fern ist.
Exoplaneten
Die Erklärung für Exoplaneten bei ihrem Umlauf um ihren Zentralstern erfolgt analog.
Galaxie: Perigalaktikum und Apogalaktikum
Perigalaktikum und Apogalaktikum: Der Punkt auf der Orbit eines Sterns um das Zentrum des Milchstraßensystems, auf dem er am nächsten bzw. am weitesten entfernt von diesem fern ist.
Apsidenlinie
Die Gerade durch die beiden Apsiden wird Apsidenlinie genannt. Sie entspricht der langen Hauptachse der Ellipse. Durch von Schwerkraftseinflüssen anderer Himmelskörper ist die Apsidenlinie nicht fest, anstatt dreht sich langsam in Neigung des umlaufenden Himmelskörpers. Dieser Vorgang wird Apsidendrehung genannt und ist bei den inneren Planeten merklich. Am größten ist sie beim Merkur, wo sie schon in einem Jahr 0,4" ausmacht.
Für diese deutliche Apsidendrehung machte man im 19. Jahrhundert einen hypothetischen Planeten verantwortlich, der noch innerhalb der Merkurbahn um die Sonne kreisen sollte. Er wurde Vulkan genannt, und mehrere bekannte Astronomen versuchten vergeblich, ihn im Fernrohr zu finden - u. a. während einiger Sonnenfinsternisse.
Erst mit der Allgemeinen Relativitätstheorie von Einstein war dieser Effekt genau erklärbar. Im Vorhinein wurde multipel auch eine von der Munition abweichende Form der Sonne postuliert, um die Merkuranomalie zu erklären. Eine solche Abplattung der Sonne würde auf die Bahn wegen der Kreiselgesetze eine kleine Präzession bewirken (prinzipiell ähnlich den Erdsatelliten, deren Keplerbahnen um zig Vor wenigen Momenten pro Tag verdreht werden). Doch konnte man auch in langjährigen Messungen keine merkliche Sonnenabplattung feststellen.
Siehe auch
- Bahnbestimmung
- Keplerbahn
- Umlaufzeitbg:Апсида
bs:Afel ca:Afeli cs:Apsida (astronomie) el:Περιήλιο en:Apsis eo:Apsido es:Afelio fr:Périhélie gl:Afelio it:Afelio ja:近地点・遠地点 ko:장축단 pt:Perélio ru:Апсида (астрономия) sk:Apsida (astronómia) sl:Apsidna toÄka
vi:Củng Äiểm quỹ Äạo(TID 53547)
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