[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki19\/2021\/01\/26\/apsis-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki19\/2021\/01\/26\/apsis-wikipedia\/","headline":"Apsis – Wikipedia","name":"Apsis – Wikipedia","description":"before-content-x4 Einer von zwei Extrempunkten in der Umlaufbahn eines Objekts Die Apsiden beziehen sich auf die am weitesten entfernten (1)","datePublished":"2021-01-26","dateModified":"2021-01-26","author":{"@type":"Person","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki19\/author\/lordneo\/#Person","name":"lordneo","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki19\/author\/lordneo\/","image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","url":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","height":96,"width":96}},"publisher":{"@type":"Organization","name":"Enzyklop\u00e4die","logo":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","width":600,"height":60}},"image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/a\/a4\/Apogee_%28PSF%29.png\/345px-Apogee_%28PSF%29.png","url":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/a\/a4\/Apogee_%28PSF%29.png\/345px-Apogee_%28PSF%29.png","height":"218","width":"345"},"url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki19\/2021\/01\/26\/apsis-wikipedia\/","wordCount":10446,"articleBody":"     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});before-content-x4Einer von zwei Extrempunkten in der Umlaufbahn eines Objekts  Die Apsiden beziehen sich auf die am weitesten entfernten (1) und am n\u00e4chsten gelegenen (2) Punkte, die ein umlaufender Planetenk\u00f6rper (1 und 2) in Bezug auf einen Prim\u00e4r- oder Wirtsk\u00f6rper (3) erreicht.* Die Linie der Apsiden ist die Linie, die die Positionen 1 und 2 verbindet.* Die Tabelle nennt die (zwei) Apsiden eines Planetenk\u00f6rpers (X, “Orbiter”), der den angegebenen Wirtsk\u00f6rper umkreist: ____________________________________ Zum Beispiel sind die beiden Apsiden des Mondes der am weitesten entfernte Punkt. H\u00f6hepunktund der n\u00e4chste Punkt, Perig\u00e4umvon seiner Umlaufbahn um die Wirtserde.  Die beiden Apsiden der Erde sind der am weitesten entfernte Punkt. Aphelund der n\u00e4chste Punkt, Perihel, seiner Umlaufbahn um die Wirtssonne.  Die Bedingungen Aphel und Perihel gelten auf die gleiche Weise f\u00fcr die Umlaufbahnen des Jupiter und der anderen Planeten, der Kometen und der Asteroiden des Sonnensystems.  Das Zweik\u00f6rpersystem wechselwirkender elliptischer Bahnen: Der kleinere Satellitenk\u00f6rper (blau) umkreist den Prim\u00e4rk\u00f6rper (gelb);  beide befinden sich in elliptischen Bahnen um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt (oder Schwerpunkt) (rot +). \u2217 Periapsis und Apoapsis als Entfernungen: Die kleinsten und gr\u00f6\u00dften Entfernungen zwischen dem Orbiter und seinem Wirtsk\u00f6rper.         (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Kepler’sche Orbitalelemente: Punkt F.Der n\u00e4chstgelegene Ann\u00e4herungspunkt eines umlaufenden K\u00f6rpers ist das Perizentrum (auch Periapsis) einer Umlaufbahn.  Punkt H., der am weitesten entfernte Punkt des umlaufenden K\u00f6rpers, ist das Apozentrum (auch Apoapsis) der Umlaufbahn;  und die rote Linie zwischen ihnen ist die Linie der Apsiden.       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Apsis (Griechisch: \u1f00\u03c8\u03af\u03c2;;  Plural-  Apsiden , Griechisch: \u1f00\u03c8\u1fd6\u03b4\u03b5\u03c2;  “Umlaufbahn”) bezeichnet einen der beiden Extrempunkte (dh den entferntesten oder n\u00e4chstgelegenen Punkt) in der Umlaufbahn eines Planetenk\u00f6rpers um seinen Prim\u00e4rk\u00f6rper (oder einfach “den Prim\u00e4rk\u00f6rper”).  Der Pluralbegriff “Apsiden” impliziert normalerweise beide Apsispunkte (dh am weitesten und am n\u00e4chsten);  Apsiden k\u00f6nnen sich auch auf die Entfernung der extremen Reichweite eines Objekts beziehen, das einen Wirtsk\u00f6rper umkreist.  Zum Beispiel sind die Apsiden der Erdumlaufbahn der Sonne zwei: die Apsis f\u00fcr den von der Sonne am weitesten entfernten Punkt der Erde das Aphel genannt;  und die Apsis f\u00fcr den n\u00e4chsten Punkt der Erde, das Perihel (siehe obere Abbildung).  (Der Begriff “Apsis”, verwandt mit Apsiskommt \u00fcber Latein aus dem Griechischen).[1]Table of ContentsAllgemeine Beschreibung[edit]Terminologie[edit]Etymologie[edit]Terminologie\u00fcbersicht[edit]Perihel und Aphel[edit]Innere Planeten und \u00e4u\u00dfere Planeten[edit]Linien von Apsiden[edit]Erdperihel und Aphel[edit]Andere Planeten[edit]Mathematische Formeln[edit]Zeit des Perihels[edit]Siehe auch[edit]Verweise[edit]Externe Links[edit]Allgemeine Beschreibung[edit]In jeder elliptischen Umlaufbahn gibt es zwei Apsiden.  Jeder wird durch Auswahl des entsprechenden Namens benannt Pr\u00e4fix:: ca., apo- (von  \u1f00\u03c0 (\u03cc), (ap (o) -) ‘weg von’) oder peri- (von  \u03c0\u03b5\u03c1\u03af (peri-) ‘in der N\u00e4he’) – dann mit dem verbinden Referenzsuffix des “Wirts” -K\u00f6rpers, der umkreist wird.  (Das Referenzsuffix f\u00fcr die Erde lautet beispielsweise -geedaher H\u00f6hepunkt und Perig\u00e4um sind die Namen der Apsiden f\u00fcr den Mond und alle anderen k\u00fcnstlichen Satelliten der Erde.  Das Suffix f\u00fcr die Sonne lautet -heliondaher Aphel und Perihel sind die Namen der Apsiden f\u00fcr die Erde und f\u00fcr die anderen Planeten, Kometen, Asteroiden usw. der Sonne (siehe Tabelle, obere Abbildung).)Nach den Newtonschen Bewegungsgesetzen sind alle periodischen Bahnen Ellipsen, einschlie\u00dflich: 1) der Einzelorbitalellipse, bei der der Prim\u00e4rk\u00f6rper an einem Fokuspunkt fixiert ist und der Planetenk\u00f6rper um diesen Fokus kreist (siehe obere Abbildung);  und 2) das Zweik\u00f6rpersystem wechselwirkender elliptischer Bahnen: Beide K\u00f6rper umkreisen ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt (oder Schwerpunkt), der sich an einem Fokuspunkt befindet, der beiden Ellipsen gemeinsam ist (siehe zweite Abbildung).  Wenn bei einem solchen Zweik\u00f6rpersystem eine Masse ausreichend gr\u00f6\u00dfer als die andere ist, umfasst die kleinere Ellipse (des gr\u00f6\u00dferen K\u00f6rpers) um das Schwerpunktzentrum eines der Orbitalelemente der gr\u00f6\u00dferen Ellipse (des kleineren K\u00f6rpers).       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Das Schwerpunktzentrum der beiden K\u00f6rper kann gut im gr\u00f6\u00dferen K\u00f6rper liegen – z. B. befindet sich das Schwerpunktzentrum Erde-Mond etwa 75% des Weges vom Erdmittelpunkt zur Erdoberfl\u00e4che.  Wenn im Vergleich zur gr\u00f6\u00dferen Masse die kleinere Masse vernachl\u00e4ssigbar ist (z. B. f\u00fcr Satelliten), sind die Orbitalparameter unabh\u00e4ngig von der kleineren Masse.Bei Verwendung als Suffix, d. H. -apsis– Der Begriff kann sich auf die beiden Abst\u00e4nde vom Prim\u00e4rk\u00f6rper zum umlaufenden K\u00f6rper beziehen, wenn sich dieser befindet: 1) am Periapsis Punkt oder 2) am Apoapsis Punkt (vergleiche beide Grafiken, zweite Abbildung).  Die Linie der Apsiden bezeichnet den Abstand der Linie, die die n\u00e4chsten und am weitesten entfernten Punkte einer Umlaufbahn verbindet.  es bezieht sich auch einfach auf die extreme Reichweite eines Objekts, das einen Wirtsk\u00f6rper umkreist (siehe obere Abbildung; siehe dritte Abbildung).In der Orbitalmechanik beziehen sich die Apsiden technisch auf den Abstand, der zwischen den Schwerpunktpunkten des Zentralk\u00f6rpers und des Orbitalk\u00f6rpers gemessen wird.  Im Fall eines Raumfahrzeugs beziehen sich die Begriffe jedoch \u00fcblicherweise auf die Umlaufbahnh\u00f6he des Raumfahrzeugs \u00fcber der Oberfl\u00e4che des Zentralk\u00f6rpers (unter der Annahme eines konstanten Standardreferenzradius).Terminologie[edit]Die W\u00f6rter “Perizentrum” und “Apozentrum” werden oft gesehen, obwohl Periapsis \/ Apoapsis im technischen Gebrauch bevorzugt werden.F\u00fcr allgemeine Situationen, in denen die prim\u00e4re nicht angegeben ist, die Begriffe Perizentrum und Apozentrum werden zur Benennung der Extrempunkte von Umlaufbahnen verwendet (siehe Tabelle, obere Abbildung);  Periapsis und Apoapsis (oder Apapsis) sind \u00e4quivalente Alternativen, aber diese Begriffe beziehen sich auch h\u00e4ufig auf Entfernungen, dh die kleinsten und gr\u00f6\u00dften Entfernungen zwischen dem Orbiter und seinem Wirtsk\u00f6rper (siehe zweite Abbildung).F\u00fcr einen K\u00f6rper, der die Sonne umkreist, ist der Punkt mit der geringsten Entfernung der Perihel (), und der Punkt der gr\u00f6\u00dften Entfernung ist der Aphel ();[2]  Bei der Diskussion von Umlaufbahnen um andere Sterne werden die Begriffe Periastron und Apastron.Bei der Er\u00f6rterung eines Erdsatelliten, einschlie\u00dflich des Mondes, ist der Punkt mit der geringsten Entfernung der Perig\u00e4um () und von gr\u00f6\u00dfter Entfernung die H\u00f6hepunkt (aus dem Altgriechischen: \u0393\u1fc6 (G\u0113), “Land” oder “Erde”).[3]Es gibt keine nat\u00fcrlichen Satelliten des Mondes.  F\u00fcr k\u00fcnstliche Objekte in der Mondumlaufbahn kann der Punkt mit der geringsten Entfernung als bezeichnet werden Pericynthion () und die gr\u00f6\u00dfte Entfernung die Apokynthese ();  oder Gefahr und Apolune werden manchmal verwendet.[4]Etymologie[edit]Die W\u00f6rter Perihel und Aphel wurden von Johannes Kepler gepr\u00e4gt[5]  um die Orbitalbewegungen der Planeten um die Sonne zu beschreiben.  Die W\u00f6rter werden aus den Pr\u00e4fixen gebildet peri- (Griechisch: \u03c0\u03b5\u03c1\u03af, in der N\u00e4he) und apo- (Griechisch: \u1f00\u03c0\u03cc, weg von), angebracht am griechischen Wort f\u00fcr die Sonne, (\u1f25\u03bb\u03b9\u03bf\u03c2, oder h\u0113l\u00edou).[2]Verschiedene verwandte Begriffe werden f\u00fcr andere Himmelsobjekte verwendet.  Die Suffixe -gee, -helion, -astron und -galacticon werden in der astronomischen Literatur h\u00e4ufig verwendet, wenn auf die Erde, die Sonne, die Sterne bzw. das galaktische Zentrum Bezug genommen wird.  Das Suffix -jove wird gelegentlich f\u00fcr Jupiter verwendet, aber -saturnium wurde in den letzten 50 Jahren sehr selten f\u00fcr Saturn verwendet.  Das -gee Form wird auch als allgemeiner Ansatz verwendet, der “jedem Planeten” am n\u00e4chsten kommt – anstatt ihn nur auf die Erde anzuwenden.W\u00e4hrend des Apollo-Programms werden die Bedingungen Pericynthion und Apokynthese wurden verwendet, wenn auf die Umlaufbahn des Mondes Bezug genommen wurde;  Sie beziehen sich auf Cynthia, einen alternativen Namen f\u00fcr die griechische Mondg\u00f6ttin Artemis.[6]  In Bezug auf Schwarze L\u00f6cher die Begriffe Perimelasma und Apomelasma (aus einer griechischen Wurzel) wurden von dem Physiker und Science-Fiction-Autor Geoffrey A. Landis in einer Geschichte von 1998 verwendet;[7]  was vorher aufgetreten ist Perinigricon und Aponigricon (aus dem Lateinischen) erschien 2002 in der wissenschaftlichen Literatur,[8]  und davor  Peribothron (aus dem Griechischen Bothros, was Loch oder Grube bedeutet) im Jahr 2015.[9]Terminologie\u00fcbersicht[edit]Die unten gezeigten Suffixe k\u00f6nnen Pr\u00e4fixen hinzugef\u00fcgt werden peri- oder apo- eindeutige Namen von Apsiden f\u00fcr die umlaufenden K\u00f6rper des angegebenen Wirts \/ (prim\u00e4ren) Systems zu bilden.  Nur f\u00fcr das Erd- und das Sonnensystem werden jedoch h\u00e4ufig die eindeutigen Suffixe verwendet.  In der Regel wird f\u00fcr andere Hostsysteme das generische Suffix: -apsiswird stattdessen verwendet.[10][failed verification]Perihel und Aphel[edit]  Diagramm der direkten Umlaufbahn eines K\u00f6rpers um die Sonne mit den n\u00e4chstgelegenen (Perihel) und entferntesten (Aphel) Punkten.Das Perihel (q) und das Aphel (Q) sind die n\u00e4chstgelegenen bzw. am weitesten entfernten Punkte der direkten Umlaufbahn eines K\u00f6rpers um die Sonne.Der Vergleich von oszillierenden Elementen in einer bestimmten Epoche mit denen in einer anderen Epoche f\u00fchrt zu Unterschieden.  Die Zeit des Periheldurchgangs als eines von sechs oszillierenden Elementen ist keine exakte Vorhersage (au\u00dfer f\u00fcr ein generisches 2-K\u00f6rper-Modell) der tats\u00e4chlichen Mindestentfernung zur Sonne unter Verwendung des vollst\u00e4ndigen dynamischen Modells.  Genaue Vorhersagen der Perihelpassage erfordern eine numerische Integration.Innere Planeten und \u00e4u\u00dfere Planeten[edit]Das Bild unten links zeigt die innere Planeten: ihre Umlaufbahnen, Umlaufknoten und die Punkte Perihel (gr\u00fcner Punkt) und Aphel (roter Punkt), gesehen vom Nordpol der Erde und der Ekliptikebene der Erde, die koplanar zur Umlaufbahn der Erde ist.  Aus dieser Ausrichtung heraus befinden sich die Planeten als Merkur, Venus, Erde und Mars au\u00dferhalb der Sonne, wobei alle Planeten ihre Umlaufbahnen gegen den Uhrzeigersinn um die Sonne bewegen.  Das Referenz Die Erdumlaufbahn ist gelb gef\u00e4rbt und repr\u00e4sentiert die Bezugsebene der Umlaufbahn.  F\u00fcr Merkur, Venus und Mars ist der \u00fcber die Bezugsebene geneigte Abschnitt der Umlaufbahn hier blau schattiert.  Der Abschnitt unter der Ebene ist violett \/ rosa schattiert.Das Bild unten rechts zeigt die \u00e4u\u00dfere Planeten: Die Umlaufbahnen, Umlaufbahnknoten und die Punkte von Perihel (gr\u00fcner Punkt) und Aphel (roter Punkt) von Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun – von oben gesehen – bewegen sich alle gegen den Uhrzeigersinn.  F\u00fcr jeden Planeten ist der \u00fcber die Referenzorbitalebene geneigte Abschnitt der Umlaufbahn blau gef\u00e4rbt;  Der Abschnitt unter dem Flugzeug ist violett \/ pink.Die zwei Orbitalknoten sind die beiden Endpunkte der “Knotenlinie”, an denen eine geneigte Umlaufbahn die Bezugsebene schneidet.[13]  hier k\u00f6nnen sie “gesehen” werden, wo der blaue Abschnitt einer Umlaufbahn violett \/ rosa wird.Die beiden folgenden Bilder zeigen die Positionen von Perihel (q) und Aphel (Q) in den Umlaufbahnen der Planeten des Sonnensystems.[1]Die Perihel- und Aphelpunkte der inneren Planeten des SonnensystemsDie Perihel- und Aphelpunkte der \u00e4u\u00dferen Planeten des SonnensystemsLinien von Apsiden[edit]Die Grafik zeigt die extreme Reichweite – von der n\u00e4chsten Ann\u00e4herung (Perihel) bis zum entferntesten Punkt (Aphelion) – mehrerer umlaufender Himmelsk\u00f6rper des Sonnensystems: der Planeten, der bekannten Zwergplaneten, einschlie\u00dflich Ceres, und des Halleyschen Kometen.  Die L\u00e4nge der horizontalen Balken entspricht dem extremen Bereich der Umlaufbahn des angegebenen K\u00f6rpers um die Sonne.  Diese extremen Abst\u00e4nde (zwischen Perihel und Aphel) sind die Linien der Apsiden der Umlaufbahnen verschiedener Objekte um einen Wirtsk\u00f6rper.Entfernungen ausgew\u00e4hlter K\u00f6rper des Sonnensystems von der Sonne.  Der linke und der rechte Rand jedes Balkens entsprechen dem Perihel bzw. Aphel des K\u00f6rpers, daher bedeuten lange Balken eine hohe Exzentrizit\u00e4t der Umlaufbahn.  Der Radius der Sonne betr\u00e4gt 0,7 Millionen km, und der Radius des Jupiter (des gr\u00f6\u00dften Planeten) betr\u00e4gt 0,07 Millionen km. Beide sind zu klein, um auf diesem Bild aufgel\u00f6st zu werden.Erdperihel und Aphel[edit]Derzeit erreicht die Erde Anfang Januar, ungef\u00e4hr 14 Tage nach der Sonnenwende im Dezember, das Perihel.  Im Perihel ist das Erdzentrum ungef\u00e4hr 0,98329  astronomische Einheiten (AU) oder 147.098.070 km (91.402.500 mi) vom Sonnenzentrum entfernt.  Im Gegensatz dazu erreicht die Erde derzeit Anfang Juli, ungef\u00e4hr 14 Tage nach der Sonnenwende im Juni, das Aphel.  Die Aphelentfernung zwischen den Erd- und Sonnenzentren betr\u00e4gt derzeit ungef\u00e4hr 1,01671 AU oder 152.097.700 km (94.509.100 mi).Die Daten von Perihel und Aphel \u00e4ndern sich im Laufe der Zeit aufgrund von Pr\u00e4zessionen und anderen Orbitalfaktoren, die zyklischen Mustern folgen, die als Milankovitch-Zyklen bekannt sind.  Kurzfristig k\u00f6nnen solche Daten von Jahr zu Jahr bis zu 2 Tage variieren.[14]  Diese signifikante Variation ist auf die Anwesenheit des Mondes zur\u00fcckzuf\u00fchren: W\u00e4hrend sich das Erd-Mond-Schwerpunktzentrum auf einer stabilen Umlaufbahn um die Sonne bewegt, k\u00f6nnte die Position des Erdzentrums, die durchschnittlich etwa 4.700 Kilometer vom Schwerpunkt entfernt ist, liegen in eine beliebige Richtung verschoben werden – und dies beeinflusst den Zeitpunkt der tats\u00e4chlich n\u00e4chsten Ann\u00e4herung zwischen den Zentren der Sonne und der Erde (was wiederum den Zeitpunkt des Perihels in einem bestimmten Jahr definiert).[15]Aufgrund der gr\u00f6\u00dferen Entfernung am Aphel fallen nur 93,55% der Sonnenstrahlung auf ein bestimmtes Gebiet der Erdoberfl\u00e4che, wie dies beim Perihel der Fall ist. Dies ber\u00fccksichtigt jedoch nicht die Jahreszeiten, die sich stattdessen aus der Neigung der Erdachse von 23,4 ergeben \u00b0 von senkrecht zur Ebene der Erdumlaufbahn entfernt.[16]  Sowohl am Perihel als auch am Aphel ist auf einer Hemisph\u00e4re Sommer, auf der anderen Winter.  Der Winter f\u00e4llt auf die Hemisph\u00e4re, wo das Sonnenlicht am wenigsten direkt auff\u00e4llt, und der Sommer f\u00e4llt dort, wo das Sonnenlicht am direktesten auff\u00e4llt, unabh\u00e4ngig von der Entfernung der Erde von der Sonne.Auf der Nordhalbkugel tritt der Sommer gleichzeitig mit dem Aphel auf, wenn die Sonneneinstrahlung am geringsten ist.  Trotzdem sind die Sommer auf der Nordhalbkugel im Durchschnitt 2,3 \u00b0 C w\u00e4rmer als auf der S\u00fcdhalbkugel, da die Nordhalbkugel gr\u00f6\u00dfere Landmassen enth\u00e4lt, die leichter zu erhitzen sind als die Meere.[17]Perihel und Aphel haben jedoch einen indirekten Einfluss auf die Jahreszeiten: Da die Umlaufgeschwindigkeit der Erde beim Aphel minimal und beim Perihel maximal ist, dauert die Umlaufbahn des Planeten von der Sonnenwende im Juni bis zum \u00c4quinoktium im September l\u00e4nger als von der Sonnenwende im Dezember bis zum \u00c4quinoktium im M\u00e4rz.  Daher dauert der Sommer auf der Nordhalbkugel etwas l\u00e4nger (93 Tage) als der Sommer auf der S\u00fcdhalbkugel (89 Tage).[18]Astronomen dr\u00fccken den Zeitpunkt des Perihels relativ zum ersten Punkt des Widders \u00fcblicherweise nicht in Tagen und Stunden aus, sondern als Winkel der Orbitalverschiebung, der sogenannten L\u00e4nge der Periapsis (auch als L\u00e4nge des Perizentrums bezeichnet).  F\u00fcr die Erdumlaufbahn wird dies als bezeichnet L\u00e4nge des Perihelsund im Jahr 2000 waren es ungef\u00e4hr 282,895 \u00b0;  Bis zum Jahr 2010 war dieser Wert um einen kleinen Bruchteil auf etwa 283,067 \u00b0 gestiegen.[19]F\u00fcr die Umlaufbahn der Erde um die Sonne wird die Zeit der Apsis h\u00e4ufig als Zeit relativ zu den Jahreszeiten ausgedr\u00fcckt, da dies den Beitrag der elliptischen Umlaufbahn zu saisonalen Schwankungen bestimmt.  Die Variation der Jahreszeiten wird haupts\u00e4chlich durch den j\u00e4hrlichen Zyklus des Elevationswinkels der Sonne gesteuert, der sich aus der Neigung der Erdachse ergibt, gemessen von der Ebene der Ekliptik.  Die Exzentrizit\u00e4t der Erde und andere Umlaufbahnelemente sind nicht konstant, sondern variieren langsam aufgrund der st\u00f6renden Auswirkungen der Planeten und anderer Objekte im Sonnensystem (Milankovitch-Zyklen).Auf einer sehr langen Zeitskala verlaufen die Daten des Perihels und des Aphels im Laufe der Jahreszeiten und sie bilden einen vollst\u00e4ndigen Zyklus in 22.000 bis 26.000 Jahren.  Es gibt eine entsprechende Bewegung der Position der Sterne von der Erde aus gesehen, die als Apsidenpr\u00e4zession bezeichnet wird.  (Dies h\u00e4ngt eng mit der Pr\u00e4zession der Achsen zusammen.) Die Daten und Zeiten der Perihel und Aphel f\u00fcr mehrere vergangene und zuk\u00fcnftige Jahre sind in der folgenden Tabelle aufgef\u00fchrt:[20]JahrPerihelAphelionDatumZeit (UT)DatumZeit (UT)20103. Januar00:096. Juli11:30 Uhr20113. Januar18:324. Juli14:5420125. Januar00:325. Juli03:3220132. Januar04:385. Juli14:4420144. Januar11:594. Juli00:1320154. Januar06:366. Juli19:4020162. Januar22:494. Juli16:2420174. Januar14:183. Juli20:1120183. Januar05:356. Juli16:4720193. Januar05:204. Juli22:1120205. Januar07:484. Juli11:3520212. Januar13:515. Juli22:2720224. Januar06:554. Juli07:1120234. Januar16:176. Juli20:0720243. Januar00:395. Juli05:0620254. Januar13:283. Juli19:5520263. Januar17:166. Juli17:3120273. Januar02:335. Juli05:0620285. Januar12:283. Juli22:1820292. Januar18:136. Juli05:12Andere Planeten[edit]Die folgende Tabelle zeigt die Entfernungen der Planeten und Zwergplaneten von der Sonne an ihrem Perihel und Aphel.[21]Art des K\u00f6rpersK\u00f6rperEntfernung von der Sonne am PerihelEntfernung von der Sonne am AphelDifferenz (%)SonneneinstrahlungDifferenz (%)PlanetMerkur46.001.009 km (28.583.702 mi)69.817.445 km (43.382.549 mi)34%57%Venus107.476.170 km (66.782.600 mi)108.942.780 km (67.693.910 mi)1,3%2,8%Erde147.098.291 km (91.402.640 mi)152.098.233 km (94.509.460 mi)3,3%6,5%Mars206.655.215 km (128.409.597 mi)249.232.432 km (154.865.853 mi)17%31%Jupiter740.679.835 km (460.237.112 mi)816.001.807 km (507.040.016 mi)9,2%18%Saturn1.349.823.615 km (838.741.509 mi)1.503.509.229 km (934.237.322 mi)10%19%Uranus2.734.998.229 km (1.699449110)\u00d7109 mi)3.006.318.143 km (1.868039489)\u00d7109 mi)9,0%17%Neptun4.459.753.056 km (2.771162073)\u00d7109 mi)4,537,039,826 km (2,819185846)\u00d7109 mi)1,7%3,4%ZwergplanetCeres380.951.528 km (236.712.305 mi)446.428.973 km (277.398.103 mi)15%27%Pluto4,436,756,954 km (2,756872958)\u00d7109 mi)7,376,124,302 km (4,583311152)\u00d7109 mi)40%64%Haumea5,157,623,774 km (3,204798834)\u00d7109 mi)7.706.399.149 km (4.788534427)\u00d7109 mi)33%55%Makemake5.671.928.586 km (3.524373028)\u00d7109 mi)7,894,762,625 km (4,905578065)\u00d7109 mi)28%48%Eris5,765,732,799 km (3,582660263)\u00d7109 mi)14.594.512.904 km (9.068609883)\u00d7109 mi)60%84%Mathematische Formeln[edit]Diese Formeln charakterisieren das Perizentrum und Apozentrum einer Umlaufbahn:PericenterMaximale Geschwindigkeit, vpro=((1+e)\u03bc((1– –e)ein{ textstyle v _ { text {per}} = { sqrt { frac {(1 + e) \u200b\u200b mu} {(1-e) a}}} ,}bei minimalem (perizentrischen) Abstand, rpro=((1– –e)ein{ textstyle r _ { text {per}} = (1-e) a}.ApozentrumMindestgeschwindigkeit, vap=((1– –e)\u03bc((1+e)ein{ textstyle v _ { text {ap}} = { sqrt { frac {(1-e)  mu} {(1 + e) \u200b\u200ba}}} ,}bei maximaler (apozentrischer) Entfernung, rap=((1+e)ein{ textstyle r _ { text {ap}} = (1 + e) \u200b\u200ba}.W\u00e4hrend in \u00dcbereinstimmung mit Keplers Gesetzen der Planetenbewegung (basierend auf der Erhaltung des Drehimpulses) und der Erhaltung der Energie diese beiden Gr\u00f6\u00dfen f\u00fcr eine gegebene Umlaufbahn konstant sind:Spezifischer relativer Drehimpulsh=((1– –e2)\u03bcein{ displaystyle h = { sqrt { left (1-e ^ {2}  right)  mu a}}}Spezifische Orbitalenergie\u03b5=– –\u03bc2ein{ displaystyle  varepsilon = – { frac { mu} {2a}}}wo:ein ist die Semi-Major-Achse:ein=rpro+rap2{ displaystyle a = { frac {r _ { text {per}} + r _ { text {ap}}} {2}}}\u03bc ist der Standard-Gravitationsparametere ist die Exzentrizit\u00e4t, definiert alse=rap– –rprorap+rpro=1– –2raprpro+1{ displaystyle e = { frac {r _ { text {ap}} – r _ { text {per}}} {r _ { text {ap}} + r _ { text {per}}} = 1- { frac {2} {{ frac {r _ { text {ap}}} {r _ { text {per}}} + 1}}}Beachten Sie, dass f\u00fcr die Umrechnung von H\u00f6hen \u00fcber der Oberfl\u00e4che in Abst\u00e4nde zwischen einer Umlaufbahn und ihrer Prim\u00e4rbahn der Radius des Zentralk\u00f6rpers hinzugef\u00fcgt werden muss und umgekehrt.Das arithmetische Mittel der beiden Grenzabst\u00e4nde ist die L\u00e4nge der Semi-Major-Achse ein.  Das geometrische Mittel der beiden Abst\u00e4nde ist die L\u00e4nge der semi-minor Achse b.Das geometrische Mittel der beiden Grenzgeschwindigkeiten ist– –2\u03b5=\u03bcein{ displaystyle { sqrt {-2  varepsilon}} = { sqrt { frac { mu} {a}}}}Das ist die Geschwindigkeit eines K\u00f6rpers in einer Kreisbahn, dessen Radius ist ein{ displaystyle a}.Zeit des Perihels[edit]Orbitalelemente wie die Zeit der Perihelpassage werden in der gew\u00e4hlten Epoche mit einer ungest\u00f6rten Zweik\u00f6rperl\u00f6sung definiert.  Um eine genaue Zeit f\u00fcr die Perihelpassage zu erhalten, m\u00fcssen Sie eine Epoche in der N\u00e4he der Perihelpassage verwenden.  Beispielsweise zeigt der Komet Hale-Bopp in einer Epoche von 1996 am 1. April 1997 ein Perihel.[22]  Die Verwendung einer Epoche von 2008 zeigt ein weniger genaues Periheldatum vom 30. M\u00e4rz 1997.[23]Kurzperiodenkometen k\u00f6nnen noch empfindlicher auf die ausgew\u00e4hlte Epoche reagieren.  In einer Epoche von 2005 kommt 101P \/ Chernykh am 25. Dezember 2005 zum Perihel.[24]  Die Verwendung einer Epoche von 2011 f\u00fchrt jedoch zu einem weniger genauen ungest\u00f6rten Periheldatum vom 10. Januar 2006.[25]Die numerische Integration zeigt, dass der Zwergplanet Eris um den Dezember 2257 zum Perihel kommen wird.[26]  Wenn man eine Epoche von 2020 verwendet, die 237 Jahre fr\u00fcher ist, zeigt dies weniger genau, dass Eris 2259 zum Perihel kommt.[27]Transneptunische Objekte wie 2013 FS28  Bei einem Beobachtungsbogen von 1 Jahr, der ungef\u00e4hr 100 Jahre lang nicht zum Perihel gelangt, kann das Perihel-Datum eine 3-Sigma-Unsicherheit von mehr als 20 Jahren aufweisen.[28]Siehe auch[edit]Verweise[edit]^ ein b “die Definition von Apsis”. Dictionary.com.^ ein b Da die Sonne, Greek\u03bb\u03b9\u03bf\u03c2 auf Griechisch, mit einem Vokal beginnt (H ist der lange \u0113 Vokal auf Griechisch), wird das letzte o in “apo” im Pr\u00e4fix weggelassen.  = Die Aussprache “Ap-helion” wird in vielen W\u00f6rterb\u00fcchern angegeben [1]Aussprechen von “p” und “h” in getrennten Silben.  Allerdings die Aussprache  [2]  ist auch \u00fcblich (z.B, McGraw Hill W\u00f6rterbuch der wissenschaftlichen und technischen Begriffe, 5. Auflage, 1994, p.  114), da im sp\u00e4ten Griechisch ‘p’ von \u1f00\u03c0\u03cc gefolgt von ‘h’ von \u1f25\u03bb\u03b9\u03bf\u03c2 zu phi wird;  daher ist das griechische Wort \u03b1\u03c6\u03ae\u03bb\u03b9\u03bf\u03bd.  (Siehe zum Beispiel Walker, John, Ein Schl\u00fcssel zur klassischen Aussprache der richtigen Namen f\u00fcr Griechisch, Latein und Schrift, Townsend Young 1859 [3], Seite 26.) Viele [4]  W\u00f6rterb\u00fccher geben beide Aussprachen an^ Chisholm, Hugh, hrsg.  (1911). “Perig\u00e4um” . Encyclop\u00e6dia Britannica. 21 (11. Aufl.).  Cambridge University Press.  p.  149.^ ein b c d “Grundlagen der Raumfahrt”.  NASA.  Abgerufen 30. Mai 2017.^ Klein, Ernest, Ein umfassendes etymologisches W\u00f6rterbuch der englischen Sprache, Elsevier, Amsterdam, 1965. (Archivierte Version)^ “Apollo 15 Missionsbericht”. Glossar.  Abgerufen 16. Oktober 2009.^ Perimelasma, von Geoffrey Landis, erstmals ver\u00f6ffentlicht in Asimovs Science Fiction, Januar 1998, neu ver\u00f6ffentlicht am Infinity Plus^ R. Sch\u00f6del, T. Ott, R. Genzel, R. Hofmann, M. Lehnert, A. Eckart, N. Mouawad, T. Alexander, MJ Reid, R. Lenzen, M. Hartung, F. Lacombe, D. Rouan E. Gendron, G. Rousset, A.-M.  Lagrange, W. Brandner, N. Ageorges, C. Lidman, AFM Moorwood, J. Spyromilio, N. Hubin, KM Menten (17. Oktober 2002).  “Ein Stern in einer 15,2-j\u00e4hrigen Umlaufbahn um das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum der Milchstra\u00dfe”. Natur. 419: 694\u2013696.  arXiv:astro-ph \/ 0210426.  Bibcode:2002Natur.419..694S.  doi:10.1038 \/ nature01121.  PMID 12384690.CS1-Wartung: Verwendet den Autorenparameter (Link)^ Koberlein, Brian (29. M\u00e4rz 2015). “Peribothron – Star n\u00e4hert sich einem Schwarzen Loch am n\u00e4chsten”. briankoberlein.com.  Abgerufen 10. Januar 2018.^ “MAVEN\u00bb Science Orbit “.^ “Dawn Journal: 11 Jahre im Weltraum”. www.planetary.org.^ Cecconi, B.;  Lamy, L.;  Zarka, P.;  Prang\u00e9, R.;  Kurth, WS;  Louarn, P. (4. M\u00e4rz 2009). “Goniopolarimetrische Untersuchung der Revolution 29 Perikron mit dem Hochfrequenz-Funkempf\u00e4nger von Cassini Radio und Plasma Wave Science”. JGRA. 114 (A3): A03215.  doi:10.1029 \/ 2008JA013830 – \u00fcber ui.adsabs.harvard.edu.^ Liebling, David. “Knotenlinie”. Die Enzyklop\u00e4die der Astrobiologie, Astronomie und Raumfahrt.  Abgerufen 17. Mai 2007.^ “Perihel, Aphel und die Sonnenwende”.  timeanddate.com.  Abgerufen 10. Januar 2018.^ “Variation in Zeiten von Perihel und Aphel”.  Abteilung f\u00fcr astronomische Anwendungen des US Naval Observatory.  11. August 2011.  Abgerufen 10. Januar 2018.^ “Erforschung des Sonnensystems: Wissenschaft & Technologie: Wissenschaft Merkmale: Wetter, Wetter, \u00fcberall?”.  NASA.  Abgerufen 19. September 2015.^ “Erde bei Aphelion”.  Weltraumwetter.  Juli 2008.  Abgerufen 7. Juli 2015.^ Rockport, Steve C. “Wie sehr beeinflusst Aphel unser Wetter? Wir sind im Sommer im Aphel. W\u00e4ren unsere Sommer w\u00e4rmer, wenn wir stattdessen im Perihel w\u00e4ren?”. Planetarium.  Universit\u00e4t von Southern Maine.  Abgerufen 4. Juli, 2020.^ “Data.GISS: Erdorbitalparameter”. data.giss.nasa.gov.^ Espenak, Fred. “Erde bei Perihel und Aphel: 2001 bis 2050”. Astropixel.  Abgerufen 24. Dezember 2019.^ “NASA-Planetenvergleichstabelle”.  Archiviert von das Original am 4. August 2016.  Abgerufen 4. August 2016.^ JPL SBDB: Hale-Bopp (Epoche 1996)^ JPL SBDB: Hale-Bopp^ 101P \/ Chernykh – A (NK 1293) von Syuichi Nakano^ JPL SBDB: 101P \/ Chernykh^ JPL Horizons: Eris Beobachterort: @sun (Perihel tritt auf, wenn der Deldot nicht von negativ nach positiv wechselt)^ JPL SBDB: Eris (Epoche 2020)^ JPL SBDB: 2013 FS28Externe Links[edit]Nachsehen Apsis  in Wiktionary, dem kostenlosen W\u00f6rterbuch.     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki19\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki19\/2021\/01\/26\/apsis-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"Apsis – Wikipedia"}}]}]