Прецессия (позднелат. praecessio — движение впереди, от лат. praecedo — иду впереди, предшествую), то движение твёрдого тела, имеющего неподвижную точку О, которое слагается из вращения с угловой скоростью Ω вокруг оси Oz, неизменно связанной с телом, и вращения с угловой скоростью со вокруг оси Oz1 (см. рис. 1), где Ox1y1z1 — оси, условно называются неподвижными, по отношению к которым рассматривается движение тела, ON — прямая, перпендикулярная к плоскости z1Oz, называется линией узлов, Ψ = ∠x1ON — угол прецессии. (см. Эйлеровы углы). Наряду с прецессией тело совершает также нутационное движение, при котором происходит изменение угла нутации θ = z1Oz (см. Нутация).

Если во всё время движения θ = const (нутация отсутствует) и величины Ω, ω также остаются постоянными, то движение тела называется регулярной прецессией. Ось Oz описывает при этом вокруг оси прецессии. Oz1 прямой круговой конус. Такую прецессию при произвольных начальных условиях совершает закрепленное в центре тяжести симметричное тело (гироскоп), на которое никакие силы, создающие момент относительно закрепленной точки, не действуют; осью прецессии в этом случае является неизменное направление кинетического момента тела (см. Момент количества движения). Симметричное тело, закрепленное в произвольной точке его оси симметрии и находящееся под действием силы тяжести (тяжёлый гироскоп или волчок), совершает при произвольных начальных условиях прецессию вокруг вертикальной оси, сопровождающуюся нутационными колебаниями, амплитуда и период которых тем меньше, а частота тем больше, чем больше угловая скорость собственного вращения Ω. Когда Ω >> ω, видимое движение гироскопа мало отличается от регулярной прецессии; такую прецессию называют псевдорегулярной прецессией. Угловая скорость псевдорегулярной прецессии тяжёлого гироскопа приближённо определяется равенством ω = Pa/IΩ, где Р — вес гироскопа, а — расстояние от неподвижной точки до центра тяжести, I — момент инерции гироскопа относительно оси симметрии.

Прецессия в астрономии — медленное движение оси вращения Земли по круговому конусу, ось симметрии которого перпендикулярна к плоскости эклиптики, с периодом полного оборота ≈ 26 000 лет. Прецессией называется также предварением равноденствий, так как она вызывает медленное смещение точек весеннего и осеннего равноденствий, обусловленное движением плоскостей эклиптики и экватора (рис. 2) (точки равноденствия определяются линией пересечения этих плоскостей). Упрощённо прецессию можно представить как медленное движение оси мира (прямой, параллельной средней оси вращения Земли РР') по круговому конусу, ось которого перпендикулярна к эклиптике (см. рис. 2), с периодом полного оборота ≈ 26000 лет.

Перемещение точек равноденствия происходит по эклиптике с востока на запад, то есть навстречу видимому годовому движению Солнца, на 50,3’’ в год. В результате этого тропический год (промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия), с которым связана смена времён года на Земле, на 20 минут 24 секунды короче звёздного года, то есть периода полного обращения Земли вокруг Солнца (см. Год). Вследствие прецессии изменяются эклиптические и экваториальные координаты небесных тел (см. Небесные координаты). Долготы звёзд, отсчитываемые от точки весеннего равноденствия, возрастают на 50,3'' в год, широты же меняются незначительно. Прямые восхождения и склонения звёзд изменяются более сложным образом. В результате прецессии медленно изменяется картина суточного вращения звёздного неба: около 4600 лет тому назад полюс мира был вблизи звезды α Дракона, теперь он расположен вблизи Полярной звезды (α Малой Медведицы), а через 12 000 лет «полярной» звездой станет Вега (α Лиры) (рис. 3). С перемещением полюса мира среди звёзд связано изменение условий видимости созвездий в данной географической области; это позволяет по упоминаниям тех или иных созвездий в древнейших памятниках письменности приближённо установить время появления этих памятников.

Рис. 1. Схема прецессии.

Прецессия (схема).
Рис. 1.

Рис. 2. Прецессионное движение оси Земли по круговому конусу.

Прецессионное движение оси Земли по круговому конусу. Рис. 2.

Рис. 3. Перемещение Северного полюса мира вследствие прецессии.

Перем. Северного полюса мира вследствие прецессии. Рис. 3.

Явление прецессии было открыто во 2 веке до н. э. гречиским астрономом Гиппархом при сравнении долгот звёзд, определённых им из наблюдений, с долготами этих же звёзд, найденными за 150 лет до него греческим астрономами Тимохарисом и Аристиллом. Механическое объяснение прецессии впервые дано И. Ньютоном в 1686 году. Землю, сплюснутую по оси вращения, Ньютон рассматривал как шар, опоясанный по экватору кольцом; Солнце сильнее притягивает обращенную к нему половину кольца и таким образом стремится уменьшить наклон плоскости земного экватора к плоскости эклиптики. Аналогичное действие, но в два раза более сильное и имеющее более сложный характер, оказывает и Луна. Совместное влияние притяжения Земли и Луны на экваториальный избыток массы вращающейся Земли и производит прецессия. Так как силы, вызывающие прецессию, вследствие изменения расположения Солнца и Луны относительно Земли непрерывно меняются, то наряду с поступательным движением точки весеннего равноденствия — так называемой лунно-солнечной прецессией — наблюдаются также её небольшие колебания, названные нутацией.

Возмущения движения Земли по орбите, обусловленные притяжением её другими планетами, вызывают медленное изменение ориентации в пространстве плоскости эклиптики, вследствие чего наклон эклиптики к экватору уменьшается на 0,5’’ в год. Соответствующее перемещение точки весеннего равноденствия по экватору с запада на восток называется прецессией от планет. Суммарное движение точки весеннего равноденствия, состоящее из лунно-солнечной прецессией и прецессией от планет, носит название общей прецессии. Теория прецессии в основном развита в 18 веке в работах Ж. Д'Аламбера, П. Лапласа и Л. Эйлера.

Точные числовые значения основных прецессионных величин впервые были определены из наблюдений в начале 19 века Ф. Бесселем. О. В. Струве в 1841 году опубликовал новые их значения. В конце 19 века С. Ньюком при построении теории гелиоцентрического и вращательного движений Земли определил и значения прецессионных величин — лунно-солнечной прецессии по склонению (прецессия по склонению от притяжения планет не зависит), общей прецессия по прямому восхождению, лунно-солнечной прецессии по долготе, общей прецессии по долготе, прецессии от планет по прямому восхождению и по долготе.

Числовые значения прецессионных величин уточняются на основе статистического анализа собственных движений звёзд, при котором учитываются перемещения звёзд, обусловленные движением Солнца в пространстве и вращением Галактики. Наиболее точный метод определения прецессионных величин основан на измерении изменений координат галактик, которые можно считать практически неподвижными объектами вследствие их большой удалённости. Эти измерения входят составной частью в международную программу работ по составлению «фундаментального каталога слабых звёзд», проводимую по инициативе советских астрономов (см. Астрометрия).

Хандриков М. Ф. Курс сферической астрономии (pdf). 1889; Казаков С. А., Курс сферической астрономии, 2 изд., М. — Л., 1940; Редукционные вычисления в астрономии, в кн.: Астрономический ежегодник СССР на 1941 год, М. — Л., 1940; Блажко С. Н., Курс сферической астрономии, 2 изд., М., 1954; Куликов К. А. Курс сферической астрономии (pdf). 2-е изд., перераб. и доп. Москва. Наука, 1969; Белова Н. А. Курс сферической астрономии (djvu). Москва. Недра, 1971; Гуревич В. Б. Введение в сферическую астрономию (djvu). Москва. Наука, 1979; Жаров В. Е. Сферическая Астрономия (djvu). 2006.

Ссылки для перехода в следующие разделы: