*:За архитектонскиот поим, видете апсида.*

Апсидите ги означуваат најблиските и најдалечните точки на орбитрачкото тело околу централното.
 

| (1) најдалеку
  | (3) жариште
  | (2) најблиску
  |
| --- | --- | --- |
| апоцентар
  | централно тело
  | перицентар
  |
| афел | Сонце | перихел |
| апастрон
  | ѕвезда | периастрон
  |
| апогеј
  | Земја | перигеј
  |

Примери на „периапсида" и „апоапсида" во модел со две големи тела кои се движат по елиптични орбити околу нивните тежишта.
**Апсида** (грчки: *ἁψίς*) — екстремна точка на орбитата на астрономски објект. Поимот во астродинамиката се однесува на растојанието измерено меѓу тежиштето на централното и орбитирачкото тело. Кога се работи за вселенските латала, поимот и сродните поими обично се употребуваат за означување на орбиталната висина на леталото од површината на централното тело.

Потекло на поимот
-----------------

Поимот „апсида" потекнува од грчкиот збор ἀψίς (апсис), со значење „лак". Кај елиптичните орбити постојат две апсиди, при што се употребува претставката „пери-" (*περί*), со значење „блиску", и претставката „ап-" или „апо-" (*ἀπ(ό)*), со значење „далеку".

Видови апсиди
-------------

Во зависност од видот на централното и орбитирачкото тело, се разликуваат повеќе сродни поими:

* кога телото кружи околу Сонцето, точката на најблиско растојание се нарекува „перихел", а точката на најдалечното растојание „афел";
* кога телото кружи околу други ѕвезди, точката на најблиско растојание се нарекува „периастрон", а точката на најдалечното растојание „апастрон";
* кога телото кружи околу Земјата, точката на најблиско растојание се нарекува „перигеј", а точката на најдалечното растојание „апогеј";
* кога телото кружи околу Месечината, точката на најблиско растојание се нарекува „перицинтион", а точката на најдалечното растојание „апоцинтион"; и
* кога телото орбитра околу тежиштето, точката на најблиско растојание се нарекува „перицентар" или „периапсида", а точката на најдалечното растојание „апоцинтар" или „апапсида".

Линија на апсиди
----------------

Правата линија којашто ги поврзува перицентарот и апоцентарот е позната како „линија на апсиди". Ова всушност е големата оска на елипсата, односно нејзиниот пречник. За систем со две тела, тежиштето на системот лежи на оваа линија во еден или двете жаришта на елипсата. Кога едното тело е значително поголемо од осстанатото, може да се претпостави дека истото се наоѓа во жариштето. Сепак, без оглед на тоа дали ова е случај или не, двете тела се движат по слични елиптични орбити, при што секое од нив има жариште во тежиштето на системот, а нивните линии на апсиди се со должина којашто е обратнопропорционална на нивните маси. Историски, во геометриските системи, апсидите биле мерени од центарот на Земјата. Меѓутоа, во случајот на Месечината, тежиштето на Земјо-месечевиот систем или Земјиноо-месечевото тежиште како заедничко жариште за орбитите на Земјата и Месечината една околу друга изнесува околу 74% од растојанието од центарот на Земјата до нејзината површина.



Рстојанија на некои тела во Сончевиот Систем од Сонцето. Левиот и десниот раб на секоја лента се перихелот и афелот на телото; затоа, долгите ленти означуваат орбитално занесување. Полупречникот на Сонцето изнесува 0,7 милиони км, а оној на Јупитер (најголемата планета) е 0,07 милиони км — обете премали за да се прикажат на сликава.

Математички формули
-------------------

Кеплеровите орбитални елементи: точката *F* е во перицентарот, точката *H* во апоцентарот, а црвената линија меѓу нив е линијата на апсидите
Следните формули се однесуваат на перицентарот и апоцентарот на орбитата:

* периицентар: максимална брзина {\displaystyle v\_{\mathrm {per} }={\sqrt {\tfrac {(1+e)\mu }{(1-e)a}}}\,} на најмало растојание {\displaystyle r\_{\mathrm {per} }=(1-e)a\!\,},
* апоцентар: минимална брзина {\displaystyle v\_{\mathrm {ap} }={\sqrt {\tfrac {(1-e)\mu }{(1+e)a}}}\,} на најголемо растојание {\displaystyle r\_{\mathrm {ap} }=(1+e)a\!\,},

додека во склад со Кеплеровите закони и зачувувањето на енергијата, овие две големини се константи за дадената орбита, односно:

* посебен релативен момент на импулс {\displaystyle h={\sqrt {(1-e^{2})\mu a}}},
* посебна орбитална енергија {\displaystyle \varepsilon =-{\frac {\mu }{2a}}},

каде:

* *a* е голема полуоска еднаква на {\displaystyle {\frac {r\_{\mathrm {per} }+r\_{\mathrm {ap} }}{2}}};
* *μ* р стандардниот гравитациски параметар; и
* *e* е занесувањето дефинирано како {\displaystyle e={\frac {r\_{\mathrm {ap} }-r\_{\mathrm {per} }}{r\_{\mathrm {ap} }+r\_{\mathrm {per} }}}=1-{\frac {2}{{\frac {r\_{\mathrm {ap} }}{r\_{\mathrm {per} }}}+1}}}.

Треба да се забележи дека за претворање на височините над површината во растојанија меѓу орбитата и централното тело, полупречникот на централното тело е потребно да се додаде и обратно.

Аритметичката средина на двете растојанија е должината на големата полуоска *a*. Геометриската средина, пак, на двете растојанија е должината на малата полуоска *b*.

Геометриската средина на двете брзини е:

{\displaystyle {\sqrt {-2\varepsilon }}={\sqrt {\frac {\mu }{a}}}},
што е брзина на тело во кружна орбита, чиј полупречник е {\displaystyle a}.

Поврзано
--------

* Сонцестој
* Орбитални елементи

Надворешни врски
----------------

* Апогеј-перигеј (англиски)
* Афел-перихел (англиски)