Apsida (astronomie)

Apsida je bod dráhy kosmického tělesa, v němž se nachází buď nejblíže, nebo nejdále od ohniska dráhy, v němž se nachází centrální těleso soustavy, přesněji hmotný střed (těžiště) popisované soustavy kosmických těles.

Apsida 1) apoapsida; 2) periapsida/perifokus; 3) centrální těleso

Nejvzdálenější bod od centrálního tělesa se obecně nazývá apoapsida nebo apofokus, nejbližší k centrálnímu tělesu se nazývá periapsida nebo perifokus.

Podobný význam mají pojmy apocentrum a pericentrum. Tyto body nemusí být zcela identické s apsidami, protože se vztahují k bodům nejvzdálenějším resp. nejbližším k těžišti soustavy, ale většinou se s nimi zaměňují.

Pro oběžné dráhy kolem specifických centrálních těles mají tyto body svoje zvláštní názvy, shrnuté v připojené tabulce. Spojnice apsid se nazývá přímka apsid.

Centrální těleso	Periapsida (nejbližší bod)	Apoapsida (nejvzdálenější bod)
Země	perigeum (přízemí)	apogeum (odzemí)
Měsíc	periselenium pericynthion perilun perilunium	aposelenium apocynthion apolun apolunium
Slunce	perihel perihélium (přísluní)	afel afélium (odsluní)
Venuše	pericytherion	apocytherion
Mars	periareon periareum	apareon apoareum
Jupiter	perijov perijovium	apojov apojovium
Saturn	perikron perikronium perisaturnium	apokron apokronium aposaturnium
hvězda	periastron	apoastron/apastron[1]
střed Galaxie	perigalaktikum	apogalaktikum
černá díra	peribothon[1]	apobothon/apbothon[1]

Pro jednotlivé apsidy platí následující vztahy:

• rychlost obíhajícího tělesa v periapsidě je největší a je rovna ${\displaystyle v_{\mathrm {per} }={\sqrt {\frac {(1+e)\mu }{(1-e)a}}}\,}$
• vzdálenost periapsidy od těžiště soustavy je rovna ${\displaystyle r_{\mathrm {per} }=(1-e)a\!\,}$
• rychlost obíhajícího tělesa v apoapsidě je nejmenší a je rovna ${\displaystyle v_{\mathrm {ap} }={\sqrt {\frac {(1-e)\mu }{(1+e)a}}}\,}$
• vzdálenost apoapsidy od těžiště soustavy je rovna ${\displaystyle r_{\mathrm {ap} }=(1+e)a\!\,}$

kde:

• ${\displaystyle a\!\,}$ je velká poloosa
• ${\displaystyle e\!\,}$ je excentricita čili výstřednost dráhy
• ${\displaystyle \mu \!\,}$ je gravitační parametr centrálního tělesa

Stáčení periapsidy

V idealizovaném případě, kde uvažujeme pouze 2 hmotné body a Newtonovskou gravitaci působící mezi nimi, se polohy obou apsid v čase nemění. Pokud máme eliptickou orbitu, její tvar se nemění a orbita je uzavřená. Toto zachování plyne přímo z tvaru gravitačího potenciálu v Newtonově gravitačním zákonu. Zachování vyplývá pomocí teorému Noetherové ze skryté symetrie Keplerovy úlohy a lze jej dokázat pomocí Laplaceova-Rungeho-Lenzova vektoru, jehož směr se zachovává a zároveň je rovnoběžný se spojnicí apsid.

Pro ne-newtonovské potenciály se apsidy obecně stáčejí v čase. Orbity tak nejsou uzavřené a poloha apsid se posouvá s každou orbitou. V reálných situacích na orbity planet působí gravitace dalších těles, což způsobuje stáčení jejich orbit. Tento posun se nazývá precese. Ve sluneční soustavě lze téměř všechny precese apsid přiřknout vzájemné interakci planet.

V okolí silných gravitačních polí přestává být Newtonův gravitační zákon dobrým popisem gravitačního pole a pro jeho popis musíme použít obecnou teorii relativity. V rámci obecné relativity se kvůli křivosti prostoru orbita neuzavře a při oběhu kolem centrálního tělesa se vždy vyskytuje posun apsid ve směru obíhání. Ve sluneční soustavě se vyskytují pouze slabá gravitační pole a jejich odchylka od Newtonova zákona je malá. Posun apsid způsobený relativistickými vlastnostmi pole je ve sluneční soustavě většinou zanedbatelný.

Jedině pole Slunce je dostatečně silné na to, aby vznikl alespoň pozorovatelný efekt na orbitu planety. Například celková precese orbity Merkuru je 5600 úhlových vteřin za století.^{[pozn. 1]} Pokud jsou započteny příspěvky gravitace ostatních planet, činí zbytková precese 43 úhlových vteřin za století.^[1] Právě tolik odpovídá příspěvku z chyby v Newtonovském popisu gravitace. Merkur je nejblíže Slunci a působí tak na něj nejsilnější pole. V okolí ostatních planet je křivost prostoru mnohem menší a nehraje proto nijak velkou roli.

Vysvětlení stáčení perihelia Merkuru mělo velký význam pro přijetí obecné teorie relativity. Precese orbity Merkuru je během jedné orbity jen těžko pozorovatelná, ale posuny se s časem sčítají a během staletí byli astronomové schopni změřit skutečnou hodnotu velice přesně.