Die Apsiden (von altgriechisch ἀψίς apsis ‚Bogen‘, ‚Gewölbe‘) bezeichnen in der Astronomie die beiden Extrempunkte einer elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers um ein Zentralobjekt. Es handelt sich um den Punkt des größten und den Punkt des kleinsten Abstands zwischen den beiden Körpern. Der näher am Zentralobjekt liegende Punkt wird als Periapsis bezeichnet, während der weiter entfernte Punkt die Apoapsis genannt wird. Diese Begriffe sind generisch und gelten für jede Art von Umlaufbahn, unabhängig von den beteiligten Massen.

Die genaue Benennung der Apsiden hängt vom jeweiligen Zentralobjekt ab, um das sich ein Körper bewegt. Die Vorsilben „Peri-“ (von griechisch περί peri ‚nahe bei‘, ‚um herum‘) und „Apo-“ (von griechisch ἀπό apo ‚weg von‘, ‚entfernt von‘) werden dabei mit einem spezifischen Suffix kombiniert, das das Zentralobjekt kennzeichnet. Diese Differenzierung ermöglicht eine präzise Kommunikation in der Himmelsmechanik und Raumfahrt.

Für Objekte, die die Sonne umkreisen, wie Planeten, Asteroiden oder Kometen, werden die Begriffe Perihel (nächster Punkt zur Sonne) und Aphel (fernster Punkt von der Sonne) verwendet. Die Erde erreicht beispielsweise ihr Perihel Anfang Januar und ihr Aphel Anfang Juli. Der Abstand der Erde zur Sonne variiert dabei um etwa fünf Millionen Kilometer, was jedoch nur einen geringen Einfluss auf die Jahreszeiten hat, die primär durch die Neigung der Erdachse bestimmt werden.

Bewegt sich ein Himmelskörper um die Erde, wie der Mond oder künstliche Satelliten, spricht man vom Perigäum (nächster Punkt zur Erde) und Apogäum (fernster Punkt von der Erde). Der Erdmond erreicht sein Perigäum und Apogäum im Verlauf seines monatlichen Umlaufs, was zu Schwankungen in seiner scheinbaren Größe und den Gezeitenkräften führt. Auch die Umlaufbahnen von Satelliten sind oft elliptisch, um bestimmte Missionsziele zu erfüllen, und ihre Apsiden sind entscheidend für die Bahnplanung.

Darüber hinaus existieren weitere spezifische Bezeichnungen für Apsiden in anderen Systemen. So werden die Extrempunkte in Doppelsternsystemen als Periastron und Apoastron bezeichnet. Bei Umlaufbahnen um den Jupiter spricht man von Perijovum und Apojovum, um den Saturn von Perisaturnium und Aposaturnium, und um den Mond (wenn es um die Bahnen von Satelliten des Mondes geht) von Periselene und Aposelene. Der generische Begriff Perizentrum und Apozentrum kann verwendet werden, wenn das Zentralobjekt unbekannt oder nicht näher spezifiziert ist, beispielsweise bei Umlaufbahnen um das Zentrum einer Galaxie.

Die Existenz der Apsiden und die Variation des Abstands sind eine direkte Folge der Gesetze der Gravitation und der Erhaltung des Drehimpulses. Nach Keplers zweitem Gesetz, dem Flächensatz, bewegt sich ein Himmelskörper auf seiner Bahn um das Zentralobjekt in gleichen Zeiten gleiche Flächen. Das bedeutet, dass die Bahngeschwindigkeit des Körpers an der Periapsis am größten ist und an der Apoapsis am kleinsten. Dies ist notwendig, um den Drehimpuls konstant zu halten, da der Abstand zum Zentralobjekt variiert.

Die gedachte Linie, die die Periapsis und die Apoapsis miteinander verbindet und durch das Zentralobjekt verläuft, wird als Apsidenlinie bezeichnet. Diese Linie ist die Hauptachse der elliptischen Umlaufbahn. Unter dem Einfluss von Störungen durch andere Himmelskörper kann die Apsidenlinie ihre Ausrichtung im Raum langsam ändern. Dieses Phänomen wird als Apsidendrehung oder Apsidenpräzession bezeichnet und ist ein wichtiges Element in der Himmelsmechanik, beispielsweise für die Erklärung der Perihelverschiebung des Merkur, die eine frühe Bestätigung der Allgemeinen Relativitätstheorie darstellte.

Die Exzentrizität einer Umlaufbahn ist ein Maß für ihre Abweichung von einer idealen Kreisbahn und bestimmt maßgeblich die Abstände der Apsiden vom Zentralobjekt. Eine Exzentrizität von Null bedeutet eine perfekte Kreisbahn, bei der es keine Apsiden im Sinne von Extrempunkten gibt, da der Abstand konstant ist. Je größer die Exzentrizität, desto ausgeprägter sind die Unterschiede zwischen Periapsis- und Apoapsis-Abstand.

Das Verständnis der Apsiden ist von fundamentaler Bedeutung für viele Bereiche der Astronomie und Raumfahrt. Es beeinflusst nicht nur die Planung von Raumfahrtmissionen, wo Treibstoffverbrauch und Missionsdauer von den Apsiden abhängen, sondern auch die Untersuchung natürlicher Himmelsphänomene wie Kometenbahnen, die oft extrem exzentrisch sind und ihre Perihel nur selten erreichen, oder die langfristige Stabilität von Planetensystemen.

Historisch gesehen spielte die Beobachtung und Berechnung der Apsiden eine zentrale Rolle bei der Entwicklung der modernen Himmelsmechanik. Johannes Kepler nutzte präzise Beobachtungsdaten, um seine Gesetze der Planetenbewegung zu formulieren, die die elliptischen Bahnen und die variierenden Geschwindigkeiten an den Apsiden korrekt beschrieben. Später lieferte Isaac Newtons Gravitationsgesetz die physikalische Grundlage für diese Phänomene und ermöglichte die genaue Vorhersage der Bewegung von Himmelskörpern und ihrer Apsiden.