W astronomii The precesji periastron jest zjawisko, w którym korpus orbicie inny (na przykład planety wokół gwiazdy ) widzi elipsy opisujący trajektorii obracać się powoli w płaszczyźnie orbitalnej obiektu. Powoduje to, że podczas kolejnych obrotów obiektu kierunek wyznaczony prostą przechodzącą przez korpus centralny i orbitujący w momencie ich najbliższego ( okołostronu ) nie jest ustalony, lecz powoli się zmienia. W astronautyce mówimy również o precesji apsydalnej do opisu tego zjawiska, a mianowicie o przemieszczeniu perygeum ( periapse ) po orbicie eliptycznej .
Istnieje wiele przyczyn precesji periastronu. Może się to między innymi zdarzyć:
W Układzie Słonecznym to planeta Merkury doświadcza najważniejszej precesji perycentrum, rzędu 560 sekund łukowych na wiek. Większość tej precesji jest spowodowana zaburzeniami powodowanymi przez inne planety w Układzie Słonecznym, w tym Wenus i Jowisz . Nie ma jednak szczątkowe precesji z 43 „per wieku, znana od drugiej połowy XIX th century . Jest to czas uważano wyjaśnić nieznaczne spłaszczenie Słońca, ale ta hipoteza musiały zostać porzucone, obserwacja bezpośrednia ten ostatni nie wykazuje dostatecznego spłaszczenia, aby mógł spowodować taką precesję. Inna rozważana hipoteza, istnienie planety krążącej wewnątrz orbity Merkurego , której wpływ grawitacyjny wywołałby obserwowane odchylenie. Ale takiej planety nigdy nie odkryto, i dziś przyznaje się, że nie istnieje. W końcu Albert Einstein wyjaśnił pod koniec 1915 r. tę resztkową precesję peryhelium Merkurego w ramach zupełnie nowej teorii ogólnej teorii względności , którą właśnie odkrył, która była pierwsza konfrontacja między ogólną teorią względności a obserwacją.
Relatywistyczny precesji z periastron jest przykładem parametru postu-Keplerian . Dla binarnego pulsara PSR B1913 + 16 jest on rzędu 4 stopni na rok i o połowę mniej dla PSR B1534 + 12 . Dla podwójnego pulsara PSR J0737-3039 osiąga 16 stopni rocznie.