Прецессия (позднелат. praecessio — рух попереду, від латів.(латинський) praecedo — йду попереду, передую), той рух твердого тіла, що має нерухому точку Про , яке складається з обертання з кутовою швидкістю W довкола осі Oz, незмінно пов'язаною з тілом, і обертання з кутовою швидкістю з довкола осі Oz 1 ( див. мал.(малюнок) 1 ), де Ox 1 y 1 z 1 — осі, умовно називаються нерухомими, по відношенню до яких розглядається рух тіла, ON — пряма, перпендикулярна до плоскості z 1 Oz, називається лінією вузлів, Y = x 1 ON — кут П. (див. Ейлерови кути ). Наряду с П. тіло здійснює також нутационноє рух, при якому відбувається зміна кута нутації q = z 1 Oz (див. Нутація ) .
Якщо у весь час руху q = const (нутація відсутня) і величини W, w також залишаються постійними, той рух тіла називається регулярною П. Ось Oz описує при цьому довкола осі П. Oz 1 прямий круговий конус. Таку П. за довільних початкових умов здійснює закріплене в центрі тягаря симетричне тіло (гіроскоп ) , на яке жодні сили, що створюють момент відносно закріпленої крапки, не діють; віссю П. в цьому випадку є незмінний напрям кінетичного моменту тіла (див. Момент кількості руху ) . Симетричне тіло, що закріплене в довільній точці його осі симетрії і знаходиться під дією сили тяжіння (важкий гіроскоп або дзига), здійснює за довільних початкових умов П. довкола вертикальної осі, що супроводиться нутационнимі коливаннями, амплітуда і період яких тим менше, а частота тим більше, чим більше кутова швидкість власного обертання W. Коли W >> w, видимий рух гіроскопа мало відрізняється від регулярної П.; таку П. називають псевдорегулярними П. Угловая швидкість псевдорегулярною П. важкого гіроскопа приблизно визначається рівністю w = Pa/i W, де Р — вага гіроскопа, а — відстань від нерухомої крапки до центру тяжіння, I — момент інерції гіроскопа відносно осі симетрії.
С. М. Торг.
П. в астрономії — повільний рух осі обертання Землі по круговому конусу, вісь симетрії якого перпендикулярна до плоскості екліптики, з періодом повного звороту » 26 000 років. П. називається також передуванням рівнодень, т.к. она викликає повільний зсув точок весняного і осіннього рівнодень, обумовлений рухом плоскості екліптики і екватора ( мал. 2 ) (точки рівнодення визначаються лінією пересічення цієї плоскості). Спрощено П. можна представити як повільне рух осі світу (прямій, паралельній середній осі обертання Землі РР'' ) по круговому конусу, вісь якого перпендикулярна до екліптики ( див. мал.(малюнок) 2 ), з періодом повного звороту » 26000 років.
Переміщення точок рівнодення відбувається по екліптиці зі сходу на захід, тобто назустріч видимому річному руху Сонця, на 50,3’’ в рік. В результаті цього тропічний рік (проміжок часу між двома послідовними проходженнями Сонця через точку весняного рівнодення), з яким пов'язана зміна пір року на Землі, на 20 мін 24 сік коротше за зоряний рік, тобто періоду повного звернення Землі довкола Сонця (див. Рік ) . Унаслідок П. змінюються екліптичні і екваторіальні координати небесних тіл (див. Небесні координати ) . Довготи зірок, відлічувані від точки весняного рівнодення, зростають на 50,3'''' в рік, широти ж міняються трохи. Прямі сходження і відміни зірок змінюються складнішим чином. В результаті П. повільно змінюється картина добового обертання зоряного піднебіння: близько 4600 років тому полюс світу був поблизу зірки а Дракона, тепер він розташований поблизу Полярної зірки (а Малої Ведмедиці), а через 12 000 років «полярною» зіркою стане Вега (а Ліри) ( мал. 3 ). З переміщенням полюса світу серед зірок зв'язана зміна умов видимості сузір'їв в даної географічної області; це дозволяє по згадках тих або інших сузір'їв в прадавніх пам'ятниках писемності приблизно встановити час появи цих пам'ятників.
Явище П. було відкрите в 2 ст до н.е.(наша ера) греч.(грецький) астрономом Гиппархом при порівнянні довгот зірок, визначених їм із спостережень, з довготами цих же зірок, знайденими за 150 років до нього греч.(грецький) астрономами Тімохарісом і Арістіллом. Механічне пояснення П. вперше дане І. Ньютоном в 1686. Землю, сплюснуту по осі обертання, Ньютон розглядав як куля, опоясана по екватору кільцем; Сонце сильніше притягує звернену до нього половину кільця і т.ч. прагне зменшити нахил плоскості земного екватора до плоскості екліптики. Аналогічна дія, але в два рази сильніше і таке, що має складніший характер, надає і Луна. Спільний вплив тяжіння Землі і Луни на екваторіальний надлишок маси Землі, що обертається, і виробляє П. Так як сили, що викликають П., унаслідок зміни розташування Сонця і Луни відносно Землі безперервно міняються, то поряд з поступальною ходою точки весняного рівнодення — т.з. місячно-сонячною П. — спостерігаються також її невеликі коливання, названі нутацією .
Обурення руху Землі по орбіті, обумовлені тяжінням її ін. планетами, викликають повільну зміну орієнтації в просторі плоскості екліптики, унаслідок чого нахил екліптики до екватора зменшується на 0,5’’ в рік. Відповідне переміщення точки весняного рівнодення по екватору із заходу на схід називається П. від планет. Сумарний рух точки весняного рівнодення, що складається з місячно-сонячної П. і П. від планет, носить назву загальною П. Теорія П. в основному розвинена в 18 ст в роботах Же. Д''Аламбера, П. Лапласа і Л. Ейлера .
Точні числові значення основних процесійних величин вперше були визначені із спостережень на початку 19 ст Ф. Бесселем . О. Ст Струве в 1841 опублікував нові їх значення. В кінці 19 ст С. Ньюком при побудові теорії геліоцентричного і обертального рухів Землі визначив і значення процесійних величин — місячно-сонячною П. по відміні (П. по відміні від тяжіння планет не залежить), загальною П. по прямому сходженню, місячно-сонячною П. по довготі, загальній П. по довготі, П. від планет по прямому сходженню і по довготі.
Числові значення процесійних величин уточнюються на основі статистичного аналізу власних рухів зірок, при якому враховуються переміщення зірок, обумовлені рухом Сонця в просторі і обертанням Галактики. Найбільш точний метод визначення процесійних величин заснований на вимірі змін координат галактик, які можна рахувати практично нерухомими об'єктами унаслідок їх великої віддаленості. Ці виміри входять складовою частиною в міжнародну програму робіт по складанню «фундаментального каталога слабких зірок», що проводиться за ініціативою радянських астрономів (див. Астрометрія ) .
Літ.: Блажко С. Н., Курс сферичної астрономії, 2 видавництва, М., 1954; Козаків С. А., Курс сферичної астрономії, 2 видавництва, М. — Л., 1940; Редукційні обчислення в астрономії, в кн.: Астрономічний щорічник СРСР на 1941 рік, М. — Л., 1940.
