أبسيس

The words perihelion and aphelion were coined by Johannes Kepler^[9] to describe the orbital motions of the planets around the Sun. The words are formed from the prefixes peri- (Greek: περί, near) and apo- (Greek: ἀπό, away from), affixed to the Greek word for the Sun, (ἥλιος, or hēlíos).^[5]

Various related terms are used for other celestial objects. The suffixes -gee, -helion, -astron and -galacticon are frequently used in the astronomical literature when referring to the Earth, Sun, stars, and the Galactic Center respectively. The suffix -jove is occasionally used for Jupiter, but -saturnium has very rarely been used in the last 50 years for Saturn. The -gee form is also used as a generic closest-approach-to "any planet" term—instead of applying it only to Earth.

During the Apollo program, the terms pericynthion and apocynthion were used when referring to orbiting the Moon; they reference Cynthia, an alternative name for the Greek Moon goddess Artemis.^[10] More recently, during the Artemis program, the terms perilune and apolune have been used.^[11]

Regarding black holes, the term peribothron was first used in a 1976 paper by J. Frank and M. J. Rees,^[12] who credit W. R. Stoeger for suggesting creating a term using the greek word for pit: "bothron". The terms perimelasma and apomelasma (from a Greek root) were used by physicist and science-fiction author Geoffrey A. Landis in a story published in 1998,^[13] thus appearing before perinigricon and aponigricon (from Latin) in the scientific literature in 2002.^[14]

يمكن إضافة اللواحق الموضحة أدناه إلى البادئتين peri- أو apo- لتكوين أسماء فريدة لنقاط الحضيض (أو الأوج) للأجرام المدارية للنظام المضيف/ (الأساسي) المشار إليه . ومع ذلك، تُستخدم هذه اللواحق الفريدة بشكل شائع فقط لأنظمة الأرض والقمر والشمس. تستخدم دراسات الكواكب الخارجية عادةً اللاحقة -astron ، ولكن عادةً ما تُستخدم اللاحقة العامة -apsis بدلاً منها لأنظمة مضيفة أخرى. ^{[ 15 ]}

The two images below show the orbits, orbital nodes, and positions of perihelion (q) and aphelion (Q) for the planets of the Solar System^[19] as seen from above the northern pole of Earth's ecliptic plane, which is coplanar with Earth's orbital plane. The planets travel counterclockwise around the Sun and for each planet, the blue part of their orbit travels north of the ecliptic plane, the pink part travels south, and dots mark perihelion (green) and aphelion (orange).

The first image (below-left) features the inner planets, situated outward from the Sun as Mercury, Venus, Earth, and Mars. The reference Earth-orbit is colored yellow and represents the orbital plane of reference. At the time of vernal equinox, the Earth is at the bottom of the figure. The second image (below-right) shows the outer planets, being Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune.

The orbital nodes are the two end points of the "line of nodes" where a planet's tilted orbit intersects the plane of reference;^[20] here they may be 'seen' as the points where the blue section of an orbit meets the pink.

• 
  The perihelion (green) and aphelion (orange) points of the inner planets of the Solar System
• 
  The perihelion (green) and aphelion (orange) points of the outer planets of the Solar System

The chart shows the extreme range—from the closest approach (perihelion) to farthest point (aphelion)—of several orbiting celestial bodies of the Solar System: the planets, the known dwarf planets, including Ceres, and Halley's Comet. The length of the horizontal bars correspond to the extreme range of the orbit of the indicated body around the Sun. These extreme distances (between perihelion and aphelion) are the lines of apsides of the orbits of various objects around a host body.

Distances of selected bodies of the Solar System from the Sun. The left and right edges of each bar correspond to the perihelion and aphelion of the body, respectively, hence long bars denote high orbital eccentricity. The radius of the Sun is 0.7 million km, and the radius of Jupiter (the largest planet) is 0.07 million km, both too small to resolve on this image.

في القرن الحادي والعشرين، تصل الأرض إلى أقرب نقطة لها من الشمس (الحضيض) في أوائل يناير، بعد حوالي 14 يومًا من الانقلاب الشتوي . عند الحضيض، يبعد مركز الأرض حوالي 0.9833 وحدة فلكية (147,100,000 كيلومتر ؛ 91,400,000 ميل ) عن مركز الشمس. ^{[ 21 ]} في المقابل، تصل الأرض حاليًا إلى أبعد نقطة لها من الشمس (الأوج) في أوائل يوليو، بعد حوالي 14 يومًا من الانقلاب الشتوي . تبلغ مسافة الأوج بين مركز الأرض ومركز الشمس حاليًا حوالي 1.01664 وحدة فلكية (152,087,000 كيلومتر ؛ 94,503,000 ميل ) . ^{[ 21 ]}      

تتغير مواعيد الحضيض والأوج على مدار قرن بسبب التبادر وعوامل مدارية أخرى، تتبع أنماطًا دورية تُعرف بدورات ميلانكوفيتش . على المدى القصير، قد تختلف هذه التواريخ بما يصل إلى ثلاثة أيام من سنة إلى أخرى، كما هو الحال مع الأوج في 3 يوليو 2025 و6 يوليو 2026. ويعود هذا التغير قصير المدى إلى وجود القمر: فبينما يتحرك مركز ثقل الأرض والقمر في مدار ثابت حول الشمس، قد ينزاح مركز الأرض، الذي يبعد في المتوسط ​​حوالي 4700 كيلومتر (2900 ميل) عن مركز الثقل، في أي اتجاه، وهذا يؤثر على توقيت أقرب نقطة فعلية بين مركزي الشمس والأرض (والتي بدورها تحدد توقيت الحضيض في سنة معينة). ^{[ 22 ]} على المدى الزمني الأطول، سيكون آخر أوج للكوكب في 3 يوليو عام 2060، وآخر حضيض له في 2 يناير عام 2089 (2097 في الولايات المتحدة) ^{[ 23 ]} . أما أول أوج للكوكب في 7 يوليو فسيكون عام 2067. ^{[ 23 ]} 

بسبب زيادة المسافة عند نقطة الأوج، لا تسقط على مساحة معينة من سطح الأرض سوى 93.55% من إشعاع الشمس، كما هو الحال عند نقطة الحضيض. لكن هذا لا يفسر الفصول ، التي تنتج بدلاً من ذلك عن ميل محور الأرض بمقدار 23.4 درجة عن العمودي على مستوى مدارها. ^{[ 24 ]} في الواقع، عند كل من نقطة الحضيض ونقطة الأوج، يكون الصيف في نصف الكرة الأرضية بينما يكون الشتاء في النصف الآخر. يحل الشتاء في نصف الكرة الأرضية الذي تسقط عليه أشعة الشمس بشكل أقل مباشرة، ويحل الصيف في نصف الكرة الأرضية الذي تسقط عليه أشعة الشمس بشكل أكثر مباشرة، بغض النظر عن بُعد الأرض عن الشمس.

في نصف الكرة الشمالي، يتزامن فصل الصيف مع نقطة الأوج، حيث يكون الإشعاع الشمسي في أدنى مستوياته. ومع ذلك، فإن فصول الصيف في نصف الكرة الشمالي تكون في المتوسط ​​أدفأ بمقدار 2.3 درجة مئوية (4 درجات فهرنهايت) من فصول الصيف في نصف الكرة الجنوبي، وذلك لأن نصف الكرة الشمالي يحتوي على مساحات يابسة أكبر، وهي أسهل تسخيناً من البحار. ^{[ 25 ]}  

مع ذلك، يؤثر كل من الحضيض والأوج بشكل غير مباشر على الفصول: فنظرًا لأن سرعة دوران الأرض حول الشمس تكون في أدنى مستوياتها عند الأوج وفي أعلى مستوياتها عند الحضيض، فإن الكوكب يستغرق وقتًا أطول لإكمال دورته من الانقلاب الصيفي في يونيو إلى الاعتدال الربيعي في سبتمبر مقارنةً بالفترة من الانقلاب الصيفي في ديسمبر إلى الاعتدال الربيعي في مارس. ولذلك، يدوم الصيف في نصف الكرة الشمالي لفترة أطول قليلاً (93 يومًا) من الصيف في نصف الكرة الجنوبي (89 يومًا). ^{[ 26 ]}

يُعبّر علماء الفلك عادةً عن توقيت الحضيض بالنسبة إلى نقطة الحمل الأولى ليس بالأيام والساعات، بل بزاوية الإزاحة المدارية، ما يُسمى خط طول الحضيض (أو خط طول مركز الحضيض). بالنسبة لمدار الأرض، يُسمى هذا خط طول الحضيض ، وكان في عام 2000 حوالي 282.895 درجة؛ وبحلول عام 2010، تقدّم بمقدار ضئيل من الدرجة إلى حوالي 283.067 درجة، ^{[ 27 ]} أي بزيادة متوسطة قدرها 62 ثانية قوسية سنويًا.

بالنسبة لمدار الأرض حول الشمس، يُعبّر عن زمن الأوج غالبًا بدلالة زمنية نسبية للفصول، إذ يُحدد هذا الزمن مساهمة المدار الإهليلجي في التغيرات الموسمية. ويتحكم التغير في الفصول بشكل أساسي بالدورة السنوية لزاوية ارتفاع الشمس، والناتجة عن ميل محور الأرض مقاسًا من مستوى مسار الشمس الظاهري . ولا يُعدّ انحراف مدار الأرض وعناصره المدارية الأخرى ثابتة، بل تتغير ببطء نتيجة لتأثيرات الكواكب والأجرام الأخرى في النظام الشمسي (دورات ميلانكوفيتش).

على مدى زمني طويل جدًا، تتغير مواعيد الحضيض والأوج مع تغير الفصول، وتُكمل دورة كاملة كل 22000 إلى 26000 سنة. وبحلول عام 3800، سيحدث الحضيض بانتظام في شهر فبراير. ^{[ 21 ]} ويصاحب ذلك حركة مماثلة في مواقع النجوم كما تُرى من الأرض، تُسمى ترنح الأوج . (يرتبط هذا ارتباطًا وثيقًا بترنح المحاور ). يُبين الجدول التالي مواعيد وأوقات الحضيض والأوج لعدة سنوات ماضية ومستقبلية: ^{[ 23 ]}

يوضح الجدول التالي المسافات بين الكواكب والكواكب القزمة والشمس عند أقرب نقطة لها من الشمس (الحضيض) وأبعد نقطة لها (الأوج). ^{[ 28 ]}

تُشكّل الأجرام العابرة لنبتون، التي تُكتشف على بُعد يزيد عن 80 وحدة فلكية من الشمس، تحديًا كبيرًا لعلماء الفلك. ونظرًا لبطء حركة هذه الأجرام في السماء، يحتاج العلماء إلى العديد من عمليات الرصد على مدى سنوات عديدة لتحديد مساراتها المدارية بدقة.

عندما لا يملك علماء الفلك سوى بيانات محدودة - كما هو الحال مع الجسم 2015 TH 367 الذي جُمعت بياناته ثماني مرات فقط على مدار عام واحد - يصبح هامش الخطأ هائلاً. بالنسبة للأجرام التي لن تصل إلى أقرب نقطة لها من الشمس (الحضيض) إلا بعد حوالي 100 عام، يمكن أن تؤدي هذه البيانات المحدودة إلى هامش خطأ كبير. في حالة الجسم 2015 TH 367 ، قدّر العلماء في البداية أن تاريخ الحضيض قد يكون خاطئًا بمقدار 77.3 عامًا (28220 يومًا) ( خطأ معياري واحد ) - أي ما يعادل تقريبًا عمر الإنسان بأكمله من عدم اليقين. ^{[ 38 ]}

وهذا يوضح لماذا يتطلب تتبع هذه الأجسام البعيدة الصبر وحملات الرصد طويلة الأمد لتحديد خصائصها المدارية الحقيقية. ^{[ 39 ]}