近点移動
古典力学では、2つの天体が完全に球体ならば、質点のときと同様に互いに中心からの距離の2乗に逆比例した力を受け、厳密な楕円軌道を描く。しかし実際の天体は自転の遠心力によって扁球となり(赤道バルジ)、近くの天体からの潮汐力によって表面に膨らみができる(潮汐バルジ)。どちらの効果も重力の四重極場を生み、それが摂動となって近点移動を引き起こす。球形からのずれの効果は、人工衛星やホットジュピターなど、中心天体に近い軌道をとる場合に無視できない大きさとなる。
太陽系惑星の近日点移動は、他の惑星からのニュートン力学による重力の摂動でほとんど説明できる。例えば水星が100年間で起こす近日点移動575′′のうち、他の惑星からの重力の影響は、ニュートン力学で計算すると計532′′となり全体の90%以上となる(計532′′の内訳は、金星からの摂動効果が276.38′′、同じく地球91.41′′、火星2.48′′、木星153.98′′、土星7.31′′、天王星0.14′′、海王星0.04′′)。残りは一般相対論の効果43′′で、太陽の扁平率の影響(四重極)0.025′′はほぼ無視できる。水星以外の惑星では一般相対性理論の効果はもっと小さい。
一般相対性理論によると重力の作用は厳密には逆2乗とはならない。例えばシュヴァルツシルト解では距離の逆4乗に比例した付加的な引力が働く。この効果により近点移動が起きる。
近点移動(きんてんいどう、Apsidal precession)とは、天体が軌道運動するときに楕円軌道の長軸の向きが回転する現象である。特に中心天体が太陽のときは近日点移動、中心天体が地球のときは近地点移動、連星系では近星点移動と言う。
近点移動の値は、近点引数 ω {\displaystyle \omega } を時間で一階微分して得られる。代わりに近日点黄経 π {\displaystyle \varpi } の時間一階微分が使われることもある。
地球を回る月の軌道の長軸は月が運動する方向に回転しており、8.85年で1周する。この主な理由は太陽の引力が月の軌道を乱すためである。