Jangkaan ekuinoks. Kedahuluan dan pemakanan Kedahuluan tahun tropika dan sidereal paksi bumi

Yang sepadan dengan selang dari ekuinoks ke ekuinoks. Oleh itu, kesan jangkaan ekuinoks sebenarnya termasuk dalam kalendar semasa.

Sebab-sebab

Sebab utama jangkaan ekuinoks adalah precession, perubahan berkala dalam arah paksi bumi di bawah pengaruh tarikan Bulan, dan juga (sedikit sebanyak) Matahari. Seperti yang dinyatakan oleh Newton dalam Principianya, oblateness Bumi di sepanjang paksi putaran membawa kepada fakta bahawa tarikan graviti badan-badan sistem suria menyebabkan pendahuluan paksi Bumi; Kemudian ternyata bahawa heterogeniti ketumpatan pengedaran jisim di dalam Bumi membawa kepada akibat yang sama. Magnitud precession adalah berkadar dengan jisim jasad yang mengganggu dan berkadar songsang dengan kubus jarak kepadanya; Lebih cepat badan pendahulu berputar, lebih rendah kadar presesinya.

Hasil daripada precession, paksi bumi menggambarkan kon di angkasa. Putaran paksi bumi juga mengalihkan sistem khatulistiwa koordinat cakerawala yang berkaitan dengan Bumi berbanding bintang jauh yang boleh dikatakan pegun di sfera cakerawala. Pada sfera cakerawala, paksi menerangkan lilitan bulatan kecil yang dipanggil sfera cakerawala, berpusat di kutub utara ekliptik untuk hemisfera utara dan di kutub selatan ekliptik untuk hemisfera selatan, dengan sudut jejari kira-kira 23.5 darjah. Revolusi lengkap di sepanjang bulatan ini berlaku dengan tempoh (mengikut data moden) lebih kurang 25,800 tahun. Pada tahun itu, kelajuan pendahuluan bumi yang disebabkan oleh benda angkasa tertentu berubah - contohnya, untuk Matahari ia adalah maksimum pada hari solstis, dan pada hari ekuinoks ia adalah sifar.

Terdapat sebab lain untuk anjakan paksi bumi, pertama sekali - nutasi, berkala, cepat berbanding dengan tempoh precession, "ayunan kutub". Tempoh nutasi paksi bumi ialah 18.61 tahun, dan amplitud puratanya ialah kira-kira 17" (saat arka). Pada masa yang sama, presesi (tidak seperti nutasi) tidak menjejaskan sudut condong paksi bumi kepada satah ekliptik.

Sebagai tambahan kepada Bulan dan Matahari, planet lain juga menyebabkan anjakan precessional (terutamanya disebabkan oleh penurunan kecondongan satah ekliptik ke khatulistiwa), tetapi ia kecil, berjumlah kira-kira 12 saat lengkok setiap abad dan diarahkan bertentangan dengan precession lunisolar. Terdapat faktor lain yang mengganggu arah paksi bumi - aperiodik " tiang merayau", perubahan dalam arus lautan, pergerakan jisim atmosfera, gempa bumi kuat yang mengubah bentuk geoid, dan lain-lain, tetapi sumbangan mereka kepada anjakan paksi bumi adalah diabaikan berbanding dengan precession dan nutasi.

Fenomena serupa berlaku di planet lain dan satelitnya. Sebagai contoh, paksi Musytari, di bawah pengaruh banyak satelitnya dan Matahari, beralih sebanyak -3.269 saat lengkok setahun (pada awal abad ke-20, diandaikan bahawa kadar sudut presesi paksi Musytari adalah lebih kurang setengah darjah setiap tahun Jovian, atau kira-kira 50 kali ganda nilai sekarang). Paksi Marikh mendahului pada halaju sudut −7.6061(35) saat lengkok setahun. Terdapat juga dua jenis precession lunar - precession orbital dengan tempoh 8.85 tahun dan precesi nod dengan tempoh 18.6 tahun.

Akibat

Putaran paksi planet kita mempunyai pelbagai akibat. Arah anjakan precessional adalah bertentangan dengan arah putaran paksi Bumi, jadi precession memendekkan panjang tahun tropika, diukur dari ekuinoks ke ekuinoks. Dalam erti kata lain, tahun tropika menjadi 20 minit lebih pendek daripada tahun sidereal. Memandangkan longitud bintang diukur dari titik ekuinoks, semuanya meningkat secara beransur-ansur (sebanyak 50.26" setiap tahun) - kesan inilah yang membawa kepada penemuan fenomena ini.

Semasa precession, penampilan langit berbintang, kelihatan pada latitud tertentu, berubah, kerana deklinasi buruj tertentu, dan juga masa tahun pemerhatian mereka, berubah. Sesetengah buruj, kini kelihatan di latitud tengah hemisfera utara Bumi (contohnya, Orion dan Canis Major), secara beransur-ansur tenggelam di bawah ufuk dan dalam beberapa ribu tahun akan hampir tidak dapat diakses oleh lintang ini, tetapi buruj Centaurus, Southern Cross dan beberapa yang lain akan muncul di langit utara. Sudah tentu, tidak semua buruj di hemisfera selatan akan dapat diakses sebagai hasil precession - langit "musim panas" moden akan meningkat paling tinggi, yang "musim luruh" dan "musim bunga" akan meningkat kurang, langit musim sejuk, sebaliknya, akan lebih rendah, kerana pada masa ini "dinaikkan" kepada maksimum.

Proses yang sama akan berlaku di Hemisfera Selatan. Banyak buruj Hemisfera Utara, yang pada masa ini tidak ditunjukkan di Hemisfera Selatan, akan kelihatan di sana, dengan langit "musim sejuk" moden meningkat paling tinggi, yang boleh dilihat dari Hemisfera Selatan sebagai langit musim panas. Sebagai contoh, selepas 6 ribu tahun buruj Ursa Major akan dapat diakses dari garis lintang tengah Hemisfera Selatan, dan 6 ribu tahun yang lalu Cassiopeia kelihatan di sana.

Kutub cakerawala kini hampir bertepatan dengan Bintang Utara. Pada masa pembinaan Piramid Besar di Mesir purba (kira-kira 4,700 tahun yang lalu), ia terletak berhampiran bintang Thuban (α Draconis). Selepas 2103, tiang itu akan mula bergerak dari Bintang Utara dan pada alaf ke-5 ia akan berpindah ke buruj Cepheus, dan selepas 12,000 tahun, Vega akan mula memainkan peranan sebagai "bintang kutub". Ahli astronomi purba melihat titik ekuinoks vernal dalam buruj Aries, dan titik ekuinoks musim luruh dalam buruj Libra, jadi kedua-dua titik masih biasanya ditetapkan oleh simbol buruj ini, walaupun ia berpindah ke buruj Pisces dan buruj Virgo, masing-masing.

Lakaran sejarah

Berdasarkan beberapa bukti tidak langsung, diandaikan bahawa perbezaan antara tahun sidereal dan tropika (akibat logik mudahnya ialah pergerakan ekuinoks terhadap latar belakang bintang) mula-mula ditubuhkan pada abad ke-3 SM. e. Aristarchus dari Samos. Perbezaan antara tahun sidereal dan tropika, dikira berdasarkan data ini, sepadan dengan kadar presesi 1° setiap 100 tahun, atau 36" setahun (mengikut data moden, 1° setiap 71.6 tahun).

Berdasarkan pemerhatian bintang, jangkaan ekuinoks ditemui oleh ahli astronomi Yunani purba Hipparchus yang terkenal pada abad ke-2 SM. e. Dia mempunyai hasil pemerhatian ahli astronomi Yunani abad ke-3 SM. e. Timocharis, dari mana Hipparchus menemui bahawa semua longitud bintang bertambah kira-kira (mengikut anggarannya) 1° setiap 100 tahun. Pada abad ke-2 Masihi e. kewujudan precession telah disahkan oleh Claudius Ptolemy, dan kadar precession mengikut datanya adalah sama 1° setiap 100 tahun.

Kebanyakan ahli astronomi zaman pra-Ptolemaic percaya bahawa semua bintang ditetapkan pada satu sfera (sfera bintang tetap), yang merupakan sempadan Alam Semesta. Putaran harian langit yang jelas dianggap sebagai cerminan putaran sfera ini di sekeliling paksinya - paksi dunia. Untuk menjelaskan precession, Ptolemy terpaksa memperkenalkan, di luar sfera bintang tetap (dalam rajah di sebelah kiri, ditunjukkan dengan nombor 1), satu lagi sfera yang berputar dengan tempoh satu hari mengelilingi paksi dunia (NS) . Satu sfera bintang tetap 2 dilekatkan padanya, berputar dengan tempoh pendahuluan di sekeliling paksi AD, berserenjang dengan satah ekliptik. Oleh itu, putaran sfera bintang adalah superposisi dua putaran, harian dan precessional. Akhirnya, satu lagi sfera 3 tertanam di dalam sfera ini, berputar mengelilingi paksi AD yang sama, tetapi dalam arah yang bertentangan, yang mengimbangi pergerakan precessional untuk semua sfera dalaman (tetapi sfera ini masih mengambil bahagian dalam putaran harian).

Pada abad ke-5 Masihi Kewujudan precession telah dipersoalkan oleh ahli falsafah, ahli matematik dan astronomi terkenal Proclus Diadochos, tetapi kewujudannya disahkan oleh pelajarnya Ammonius, anak Hermias.

Ahli astronomi Amerika terkemuka Simon Newcomb pada tahun 1896 memberikan formula untuk precession, yang juga menunjukkan kadar perubahan nilainya:

P = 50.256 4 ″ + 0.000 222 ″ ⋅ T (\gaya paparan P=50(,)2564""+0(,)000222""\cdot T) Di sini T ialah bilangan tahun yang telah berlalu sejak tahun 1900. P = 50.290 966 ″ + 0.000 222 ⋅ T (\gaya paparan P=50(,)290966""+0(,)000222""\cdot T) Di sini T ialah bilangan tahun yang telah berlalu sejak tahun 2000.

Lihat juga

Nota

1. , Bab “Mengapa kemerosotan bintang berubah?”
2. , Bab “Bagaimana untuk mengukur precession?”.
3. Precession.
4. , Dengan. 183.
5. , Bab "Adakah Polar sentiasa kekal Polar."
6. , Dengan. 354-355.
7. , Dengan. 114-115.
8. Kulikov K. A. Pergerakan kutub Bumi. - Ed. ke-2. - M.: Rumah Penerbitan Akademi Sains USSR, 1962. - 87 p. - (Siri sains popular).
9. Le Maistre S., Folkner W.M., Jacobson R.A., Serra D. Kadar pendahuluan kutub putaran Musytari dan momen inersia daripada pemerhatian sains radio Juno // Sains Planet dan Angkasa. - 2016. - Jld. 126. - Hlm 78-92. -

Menyebabkan precession atas akan hilang, precession akan berhenti, dan atas akan mengambil kedudukan pegun di angkasa. Dalam contoh gasing berputar dalam medan graviti Bumi, ini tidak akan berlaku, kerana daya yang menyebabkan precession - graviti Bumi - bertindak secara berterusan.

Anda boleh mendapatkan kesan precession tanpa menunggu putaran bahagian atas perlahan: tolak paksinya (gunakan daya) dan precession akan bermula. Kesan lain yang ditunjukkan dalam ilustrasi di bawah adalah berkaitan secara langsung dengan precession - ini adalah nutasi - pergerakan berayun paksi badan pendahuluan. Kelajuan precession dan amplitud nutasi berkaitan dengan kelajuan putaran badan (dengan menukar parameter precession dan nutasi, jika mungkin untuk menggunakan daya pada paksi badan berputar, anda boleh menukar kelajuan putarannya).

Precession benda-benda angkasa

Pergerakan yang serupa dilakukan oleh paksi putaran Bumi, yang telah dinyatakan oleh Hipparchus sebagai jangkaan ekuinoks. Menurut data moden, kitaran lengkap precession Bumi (perjalanan pracessional) adalah kira-kira 25,765 tahun, yang sepadan dengan frekuensi precession 1.23 picohertz.

Ayunan paksi putaran Bumi memerlukan perubahan dalam kedudukan bintang berbanding sistem koordinat khatulistiwa. Khususnya, selepas beberapa lama, Polaris akan berhenti menjadi bintang terang yang paling hampir dengan kutub cakerawala utara, dan Turais akan menjadi Polaris Selatan sekitar 8100 AD. e.

Fizik fenomena

Penjelasan tentang fenomena precession adalah berdasarkan fakta yang disahkan secara eksperimen bahawa kadar perubahan momentum sudut badan berputar $\backslash vec\; L$ berkadar terus dengan magnitud momen daya yang dikenakan pada badan $\backslash vec\; M$:

$\backslash frac\; (d\backslash vec\; L)(dt)\; =\; \backslash vec\; M$

Contoh

Dalam Rajah. 1 menunjukkan sebuah roda basikal berputar tergantung pada dua benang “a” dan “b”. Berat roda diimbangi oleh daya yang disebabkan oleh ubah bentuk benang. Roda mempunyai momentum sudut $\backslash vec\; L$, diarahkan sepanjang paksinya, dan vektor halaju sudut putaran roda diarahkan ke arah yang sama $\backslash vec\; (\backslash omega)$.

Biarkan benang "b" dipotong pada satu ketika. Dalam kes ini, bertentangan dengan jangkaan, roda berputar tidak akan mengubah arah mendatar paksinya dan, seperti pendulum, tidak akan berayun pada benang "a". Tetapi paksinya akan mula berputar dalam satah mengufuk kerana tindakan momen ke atasnya $\backslash vec\; M$ graviti $P$:

$\backslash \backslash vec\; r\backslash times\backslash vec\; P\; =\; \backslash vec\; M$

Kerana

$dL\; =\; (d\backslash phi)\; (L(t))$ Dan $dL\; =\; M\; dt$, Itu $\backslash frac\; (d\backslash phi)(dt)\; =\; \backslash frac(M)(L)$

dan, kerana halaju sudut precession ialah: $\backslash omega\_p$ adalah sama dengan: $\backslash frac\; (d\backslash phi)(dt)\; =\; \backslash omega\_p$, kita dapat: $\backslash omega\_p\; =\backslash frac\; (M)(L)$ atau, dengan mengambil kira hakikat bahawa $L\; =\; I\backslash omega$, Di mana $saya$ terdapat momen inersia roda: $\backslash omega\_p\; =\backslash frac\; (M)(I\backslash omega)$

Penjelasan rasmi untuk kelakuan roda berputar ini ialah vektor kenaikan momentum sudut $dL$ sentiasa berserenjang dengan vektor $\backslash vec\; L$, sebagai tambahan, ia sentiasa selari dengan vektor momen graviti $\backslash vec\; M$, terletak dalam satah mendatar berserenjang dengan satah lukisan, kerana daya graviti $\backslash vec\; P$ menegak. Oleh itu, paksi roda mendahului dalam kes ini dalam satah mendatar.

Penjelasan di atas menunjukkan Bagaimana presesi berlaku, tetapi tidak memberikan jawapan, kenapa, yang terdiri daripada fakta bahawa pada saat awal, di bawah pengaruh graviti, paksi roda masih condong sedikit dalam satah lukisan dan vektor momentum mengubah kedudukannya di angkasa, menjadi $\backslash vec\; L^\backslash prime$. Walau bagaimanapun, graviti tidak mencipta sebarang momen dalam satah menegak, dan oleh itu arah dan magnitud komponen menegak momentum sudut mesti kekal sama, yang hanya boleh dicapai dengan penampilan momentum sudut tambahan. $\backslash delta\backslash vec\; L$ dalam ungkapan:

$\backslash vec\; L$ = $\backslash vec\; L^\backslash prime$ + $\backslash delta\backslash vec\; L$.

Momen tambahan ini sepadan dengan daya yang diarahkan secara mendatar berserenjang dengan satah lukisan, yang menyebabkan precession.

Dikejar oleh seratus ribu tentera Perancis di bawah komando Bonaparte, ditemui oleh penduduk yang bermusuhan, tidak lagi mempercayai sekutu mereka, mengalami kekurangan makanan dan terpaksa bertindak di luar semua keadaan perang yang boleh dijangka, tentera Rusia yang terdiri daripada tiga puluh lima ribu orang, di bawah arahan Kutuzov, tergesa-gesa berundur ke Danube, berhenti di tempat ia dipintas oleh musuh, dan melawan dengan tindakan barisan belakang, hanya sebanyak yang diperlukan untuk berundur tanpa menurunkan berat badan. Terdapat kes di Lambach, Amsteten dan Melk; tetapi, walaupun keberanian dan ketabahan, diakui oleh musuh sendiri, dengan siapa Rusia berperang, akibat daripada urusan ini hanyalah pengunduran yang lebih cepat. Tentera Austria, setelah melarikan diri dari penangkapan di Ulm dan menyertai Kutuzov di Braunau, kini dipisahkan daripada tentera Rusia, dan Kutuzov hanya tinggal kepada pasukannya yang lemah dan letih. Ia adalah mustahil untuk berfikir tentang mempertahankan Vienna lagi. Daripada serangan, pemikiran yang mendalam, mengikut undang-undang sains baru - strategi, perang, yang rancangannya telah dipindahkan ke Kutuzov ketika dia berada di Vienna oleh Gofkriegsrat Austria, satu-satunya, matlamat yang hampir tidak dapat dicapai yang kini kelihatan. kepada Kutuzov adalah untuk, tanpa memusnahkan tentera seperti Mack di bawah Ulm, untuk berhubung dengan tentera yang datang dari Rusia.
Pada 28 Oktober, Kutuzov dan tenteranya menyeberang ke tebing kiri Danube dan berhenti buat kali pertama, meletakkan Danube di antara mereka dan pasukan utama Perancis. Pada 30hb dia menyerang bahagian Mortier yang terletak di tebing kiri Danube dan mengalahkannya. Dalam kes ini, trofi telah diambil buat kali pertama: sepanduk, senjata api dan dua jeneral musuh. Buat pertama kalinya selepas berundur selama dua minggu, tentera Rusia berhenti dan, selepas bergelut, bukan sahaja memegang medan perang, tetapi mengusir Perancis. Walaupun fakta bahawa tentera telah dilucutkan, keletihan, dilemahkan oleh satu pertiga, mundur, cedera, terbunuh dan sakit; walaupun fakta bahawa orang sakit dan cedera ditinggalkan di seberang Danube dengan surat dari Kutuzov, mempercayakan mereka kepada kedermawanan musuh; walaupun fakta bahawa hospital dan rumah besar di Krems, diubah menjadi rumah sakit, tidak lagi dapat menampung semua yang sakit dan cedera, walaupun semua ini, perhentian di Krems dan kemenangan ke atas Mortier dengan ketara meningkatkan semangat tentera. Di seluruh tentera dan di kawasan utama, khabar angin yang paling menggembirakan, walaupun tidak adil, tersebar tentang pendekatan khayalan lajur dari Rusia, tentang beberapa jenis kemenangan yang dimenangi oleh Austria, dan tentang pengunduran Bonaparte yang ketakutan.
Putera Andrei berada semasa pertempuran dengan jeneral Austria Schmitt, yang terbunuh dalam kes ini. Seekor kuda tercedera di bawahnya, dan dia sendiri terkena sedikit peluru di lengannya. Sebagai tanda bantuan istimewa ketua komander, dia dihantar dengan berita tentang kemenangan ini ke mahkamah Austria, yang tidak lagi di Vienna, yang diancam oleh tentera Perancis, tetapi di Brunn. Pada malam pertempuran, teruja, tetapi tidak letih (walaupun badannya kelihatan lemah, Putera Andrei dapat menahan keletihan fizikal lebih baik daripada orang yang paling kuat), setelah tiba dengan menunggang kuda dengan laporan dari Dokhturov ke Krems ke Kutuzov, Putera Andrei telah dihantar pada malam yang sama kurier ke Brunn. Penghantaran melalui kurier, sebagai tambahan kepada ganjaran, bermakna satu langkah penting ke arah promosi.
Malam itu gelap dan berbintang; jalan menjadi hitam di antara salji putih yang telah turun sehari sebelumnya, pada hari pertempuran. Sekarang meneliti kesan pertempuran masa lalu, kini dengan gembira membayangkan kesan yang dia akan buat dengan berita kemenangan, mengingati perpisahan ketua komander dan rakan-rakan, Putera Andrei menaiki chaise surat, mengalami perasaan seorang lelaki yang telah lama menunggu dan akhirnya telah mencapai permulaan kebahagiaan yang diidamkan. Sebaik sahaja dia memejamkan matanya, bunyi tembakan senapang dan meriam kedengaran di telinganya, yang bercantum dengan bunyi roda dan kesan kemenangan. Kemudian dia mula membayangkan bahawa orang Rusia melarikan diri, bahawa dia sendiri telah dibunuh; tetapi dia segera bangun, dengan gembira seolah-olah dia mengetahui sekali lagi bahawa tidak ada perkara ini yang berlaku, dan sebaliknya, orang Perancis telah melarikan diri. Dia kembali mengingati semua butiran kemenangan, keberaniannya yang tenang semasa pertempuran dan, setelah tenang, tertidur... Selepas malam berbintang yang gelap, pagi yang cerah dan ceria datang. Salji cair di bawah matahari, kuda-kuda berlari dengan cepat, dan hutan, ladang, dan kampung yang baru dan pelbagai melintas secara acuh tak acuh ke kanan dan kiri.
Di salah satu stesen dia memintas konvoi orang Rusia yang cedera. Pegawai Rusia yang memandu pengangkutan itu, berehat di kereta depan, menjerit sesuatu, mengutuk askar itu dengan kata-kata kasar. Dalam van Jerman panjang, enam atau lebih pucat, berbalut dan cedera kotor bergegar di sepanjang jalan berbatu. Sebahagian daripada mereka bercakap (dia mendengar dialek Rusia), yang lain makan roti, yang paling berat secara senyap, dengan simpati kebudak-budakan yang lemah lembut dan menyakitkan, memandang kurier yang berlari melewati mereka.
Putera Andrei mengarahkan untuk berhenti dan bertanya kepada askar dalam kes apa mereka cedera. "Sehari sebelum semalam di Danube," jawab askar itu. Putera Andrei mengeluarkan dompetnya dan memberi askar itu tiga syiling emas.
"Untuk semua orang," tambahnya, menoleh kepada pegawai yang datang. "Sembuhlah, kawan-kawan," katanya kepada para askar, "masih banyak yang perlu dilakukan."

Anda mungkin telah memerhatikan putaran bahagian atas lebih daripada sekali dan mendapati paksinya boleh dikatakan tidak pernah pegun. Di bawah pengaruh graviti, mengikut undang-undang gerakan putaran, paksi bahagian atas bergerak, menggambarkan permukaan kon.

Bumi adalah puncak yang besar. Dan paksi putarannya, di bawah pengaruh daya graviti Bulan dan Matahari pada lebihan khatulistiwa (seperti yang diketahui, Bumi diratakan dan, dengan itu, nampaknya terdapat lebih banyak jirim yang terletak di khatulistiwa daripada di kutub. ) juga berputar perlahan.

Paksi putaran Bumi menggambarkan kon dengan sudut 23.5° berhampiran paksi ekliptik, akibatnya kutub cakerawala bergerak mengelilingi kutub ekliptik dalam bulatan kecil, membuat satu revolusi dalam kira-kira 26,000 tahun. Pergerakan ini dipanggil precession.

Akibat daripada precession ialah peralihan beransur-ansur titik ekuinoks vernal ke arah pergerakan ketara Matahari sebanyak 50.3" setahun. Atas sebab ini, Matahari setiap tahun memasuki titik ekuinoks vernal 20 minit lebih awal daripada ia membuat penuh revolusi di langit.

Hasil daripada precession, corak putaran harian langit berbintang perlahan-lahan berubah: kira-kira 4600 tahun yang lalu, kutub cakerawala berada berhampiran bintang Draco, kini ia terletak berhampiran Bintang Utara, dan selepas 2000 tahun bintang kutub akan berada berhampiran Cepheus. Selepas 12,000 tahun, hak untuk dipanggil kutub akan berpindah kepada bintang Vega (α Lyrae), yang kini berada 51° dari kutub.

Mengubah kedudukan khatulistiwa cakerawala dan kutub cakerawala, serta menggerakkan titik ekuinoks vernal menyebabkan perubahan dalam koordinat cakerawala khatulistiwa dan ekliptik. Oleh itu, apabila memberikan koordinat jasad angkasa dalam katalog atau menggambarkannya pada peta, mereka mesti menunjukkan zaman, iaitu, saat dalam masa yang mana kedudukan khatulistiwa dan titik ekuinoks vernal diambil semasa menentukan sistem koordinat.

Fenomena precession ditemui pada abad ke-2. BC e. oleh ahli astronomi Yunani Hipparchus apabila membandingkan longitud bintang yang ditentukan olehnya daripada pemerhatian dengan longitud bintang yang sama ditemui 150 tahun sebelumnya oleh ahli astronomi Yunani Timocharis dan Aristillus. Pada tahap yang besar, precession berlaku di bawah pengaruh daya graviti Bulan.

Daya yang menyebabkan precession, disebabkan oleh perubahan kedudukan Matahari dan Bulan berbanding Bumi, sentiasa berubah. Oleh itu, bersama-sama dengan pergerakan paksi putaran Bumi di sepanjang kon, getaran kecilnya, dipanggil nutasi, diperhatikan. Ayunan terbesar ini mempunyai amplitud 9.2" dan tempoh 18.6 tahun. Di bawah pengaruh precession dan nutasi, kutub cakerawala menggambarkan lengkungan seperti gelombang kompleks di kalangan bintang.

Kadar perubahan dalam koordinat bintang akibat precession bergantung pada kedudukan bintang pada sfera cakerawala. Deklinasi bintang yang berbeza berubah dalam tempoh setahun mengikut nilai daripada +20" hingga -20" bergantung pada kenaikan kanan. Kenaikan kanan berubah dengan cara yang lebih kompleks disebabkan oleh pendahuluan, dan pembetulannya bergantung pada kedua-dua kenaikan yang betul dan deklinasi bintang. Untuk bintang hampir kutub, kenaikan kanan boleh berubah dengan ketara walaupun dalam selang masa yang singkat

masa. Sebagai contoh, kenaikan kanan Bintang Utara berubah hampir satu darjah keseluruhan selama 10 tahun. Jadual precession diterbitkan dalam buku tahunan dan kalendar astronomi.

Perlu diingat bahawa precession dan nutasi hanya mengubah orientasi paksi putaran Bumi di angkasa dan tidak menjejaskan kedudukan paksi ini dalam badan Bumi. Oleh itu, baik latitud mahupun longitud tempat di permukaan bumi tidak berubah disebabkan oleh precession dan nutasi, dan fenomena ini tidak menjejaskan iklim.

Pencinta astronomi yang dihormati! "Setiap orang pada zaman kita berhadapan dengan tanda-tanda Zodiak Oleh itu, dia mengetahui di bawah bintang mana (buruj) dia dilahirkan, tetapi selalunya, setelah membandingkan tarikh astrologi dan astronomi kehadiran Matahari dalam buruj tertentu , orang terkejut dengan percanggahan antara tarikh ini Semua fakta adalah bahawa lebih 2 ribu tahun sejak penciptaan horoskop, semua bintang telah beralih di langit berbanding dengan titik ekuinoks Fenomena ini dipanggil precession ) dan fenomena ini diterangkan dalam artikel yang indah oleh Academician A.A. diterbitkan dalam majalah "Earth and Universe" No. 2 untuk 1978.

Ahli akademik A. A. Mikhailov.

PRESESION.

Pada 26 April, Alexander Alexandrovich Mikhailov akan berumur 90 tahun. Karya-karya Ahli Akademik A. A. Mikhailov mendapat pengiktirafan di seluruh dunia. Kepelbagaian minat saintifiknya sangat mengagumkan. Ini adalah gravimetri praktikal dan teori, teori gerhana, astronomi bintang dan astrometri. Ahli akademik A. A. Mikhailov memberi sumbangan besar kepada pembentukan dan perkembangan astronomi Soviet. Lembaga editorial dan pembaca Bumi dan Alam Semesta mengucapkan tahniah kepada Alexander Alexandrovich pada ulang tahunnya dan mendoakan kesihatan dan kejayaan kreatif yang baharu.

"Precession" dalam bahasa Latin bermaksud "berjalan ke hadapan." Apakah precession dan bagaimana magnitudnya ditentukan!

DI MANA ASALNYA KOORDINAT?

Kedudukan titik di permukaan bumi ditentukan oleh dua koordinat - latitud dan longitud. Khatulistiwa sebagai asal usul latitud diberikan oleh alam semula jadi. Ini adalah garisan di semua titik yang mana garis paipnya berserenjang dengan paksi putaran Bumi. Permulaan kiraan longitud perlu dipilih sewenang-wenangnya. Ini mungkin meridian yang melalui beberapa titik, yang diambil sebagai titik permulaan. Memandangkan pengiraan longitud dikaitkan dengan ukuran masa, balai cerap astronomi diambil sebagai titik sedemikian, di mana masa ditentukan dengan paling tepat. Oleh itu, di Perancis pada zaman dahulu, longitud dikira dari Balai Cerap Paris; di Rusia selepas penubuhan Balai Cerap Pulkovo pada tahun 1839 - dari meridian yang melalui pusat bangunan utamanya. Terdapat percubaan untuk mengambil sebagai titik permulaan supaya dalam wilayah tertentu semua longitud diukur dalam satu arah. Sebagai contoh, pada abad ke-17, titik paling barat Dunia Lama - Ferro, salah satu Kepulauan Canary, di sebelah timurnya terletak di seluruh Eropah, Asia dan Afrika, diambil sebagai permulaan. Pada tahun 1883, melalui perjanjian antarabangsa, meridian awal yang melalui paksi optik alat laluan Balai Cerap Greenich telah diterima pakai sebagai yang awal (Bumi dan Alam Semesta, No. 5, 1975, ms. 74-80. - Ed.) .

Pilihan meridian utama untuk mengukur longitud bukanlah kepentingan asas dan ditentukan oleh kesesuaian dan kemudahan. Ia hanya penting bahawa titik permulaan adalah stabil dan tidak terletak di kawasan bergelora seismik. Ia juga perlu bahawa ia tidak terletak terlalu dekat dengan tiang, di mana kedudukan meridian tidak ditentukan dengan sangat yakin. Jika syarat-syarat ini dipenuhi, keteguhan meridian utama akan dipastikan selama beribu-ribu tahun, kerana anjakan bongkah kerak bumi tidak melebihi beberapa milimeter setahun, yang boleh menyebabkan perubahan longitud sebanyak 0.1" dalam masa sahaja. satu milenium.

Pada sfera cakerawala, kedudukan peneraju juga ditentukan oleh dua koordinat sfera, sama dengan koordinat geografi. Latitud di sini digantikan dengan deklinasi, sama dengan jarak sudut titik dari khatulistiwa cakerawala - bulatan besar yang satahnya berserenjang dengan paksi putaran Bumi. Longitud geografi sepadan dengan kenaikan kanan, yang diukur dari barat ke timur - ke arah pergerakan planet-planet sistem suria. Walau bagaimanapun, memilih titik permulaan pada sfera cakerawala adalah lebih sukar. Adalah jelas bahawa titik sedemikian mesti tidak bergerak, tetapi relatif kepada apa? Anda tidak boleh mengambil mana-mana bintang sebagai titik permulaan, kerana setiap bintang mempunyai pergerakannya sendiri, dan untuk sesetengahnya ia melebihi \" setahun. Ini adalah berpuluh-puluh ribu kali lebih banyak daripada pergerakan titik sifar longitud geografi.

KENAPA KEMEROSOTAN BINTANG BERUBAH?

Astronomi sebagai sains timbul pada zaman dahulu sebahagiannya sebagai hasil daripada keperluan untuk mengukur masa yang berkaitan dengan pergerakan harian dan tahunan Matahari yang jelas, yang menyebabkan perubahan siang dan malam dan musim. Dari sini, sistem koordinat astronomi yang berkait rapat dengan Matahari muncul dengan sendirinya. Titik persilangan khatulistiwa cakerawala dengan ekliptik, yang dilalui Matahari pada saat ekuinoks vernal, diambil sebagai titik sifar kenaikan kanan. Pada zaman ahli astronomi purba, titik ini terletak di buruj zodiak Aries, tandanya T adalah serupa dengan huruf Yunani gamma. Penamaan titik ekuinoks vernal ini telah dikekalkan sehingga hari ini. Ia tidak ditandakan oleh apa-apa di langit dan kedudukannya hanya boleh ditentukan dengan mengukur deklinasi Matahari berhampiran ekuinoks: pada masa ini, semasa peralihan dari hemisfera selatan ke utara, deklinasinya adalah sifar, pusat Matahari akan berada pada titik ekuinoks vernal. Ahli astronomi dapat mengikatnya dengan bintang lebih daripada 2000 tahun yang lalu. Pada masa itu tidak ada cara untuk memerhati bintang pada siang hari bersama-sama dengan Matahari, jadi seseorang harus terkejut dengan kecerdasan dan kemahiran pemerhati purba.

Ahli astronomi Yunani Clarius Ptolemy, dalam karyanya yang terkenal, yang dikenali oleh kami di bawah nama Arab yang diputarbelitkan "Almagest" (pertengahan abad ke-2), menulis bahawa ahli astronomi Yunani terbesar Hipparchus, yang hidup tiga abad sebelum dia, menentukan latitud bintang ( jarak sudut dari ekliptik), serta deklinasinya (jarak dari khatulistiwa) dan membandingkannya dengan pemerhatian serupa oleh Timocharis yang dibuat 100 tahun sebelumnya. Hipparchus mendapati bahawa latitud bintang kekal tidak berubah, tetapi deklinasi berubah dengan ketara. Ini menunjukkan anjakan khatulistiwa berbanding dengan ekliptik. Ptolemy menyemak kesimpulan Hipparchus dan menerima deklinasi bintang berikut: Taurus a Virgo Aldebaran Spica + 8°45" +1°24" (Tymoharps) + 9°45" +0°36" (Hipparchus) +11° 0" - 0°30" (Ptolemy) Ternyata deklinasi Alde the Ram meningkat dari semasa ke semasa, dan Spica berkurangan. Hipparchus mentafsirkan ini sebagai titik ekuinoks vernal yang bergerak di antara bintang. Ia bergerak ke arah Matahari, jadi Matahari kembali kepadanya sebelum ia membuat revolusi penuh di sepanjang ekliptik. Di sinilah istilah "jangkaan" ekuinoks berasal (dalam bahasa Latin, praecezeere). Pergerakan ekuinoks vernal (D) untuk tempoh dari abad ke-3 SM hingga abad ke-2. K. Ptolemy mengaitkan perubahan deklinasi bintang Aldebaran (A) dan Spica (8) dengan anjakan khatulistiwa berbanding ekliptik, dan oleh itu dengan pergerakan titik persilangan mereka G ke arah Matahari (arah pergerakan ditunjukkan oleh anak panah).

Kedudukan Kutub Utara dunia juga telah berubah dari P ke P."

Kelajuan pergerakan titik ekuinoks vernal di sepanjang ekliptik adalah sangat kecil; Hipparchus menganggarkannya pada 1° setiap 100 tahun, atau 36" setahun. Ptolemy menerima nilai yang lebih tinggi - hampir 60" setahun. Sejak itu, kuantiti asas untuk astrometri ini telah diperhalusi apabila pemerhatian terkumpul, teknologi bertambah baik, dan peredaran masa. Para saintis Arab pada abad ke-10-11 mendapati bahawa titik ekuinoks vernal berubah sebanyak 48-54 setiap tahun, ahli astronomi Uzbekistan Ulugbek pada tahun 1437 menerima 51.4". Orang terakhir yang membuat pemerhatian dengan mata kasar ialah Tycho Brahe. Pada tahun 1588 dia menganggarkan nilai ini pada 51".

Tahun alam, iaitu, tempoh pengulangan musim, dipanggil tahun tropika, ditentukan oleh pergerakan Matahari berbanding ekuinoks vernal dan bersamaan dengan 365.24220 hari suria purata. Revolusi penuh Matahari berbanding titik tetap pada ekliptik, seperti bintang dengan gerakan betul yang semakin kecil, dikenali sebagai tahun sidereal. Ia bersamaan dengan 365.25636 hari, iaitu, 0.01416 hari, atau 20 minit 24 saat, lebih lama daripada tahun tropika. Ini adalah tepat tempoh masa yang diperlukan untuk Matahari melalui segmen ekliptik yang mana titik ekuinoks vernal telah berundur dalam tempoh setahun.

ADAKAH POLAR SENTIASA KEKAL POLAR

Jadi, lebih daripada 2000 tahun yang lalu, fenomena precession telah ditemui, tetapi ia hanya dijelaskan pada tahun 1687 oleh Isaac Newton dalam karya abadinya "Prinsip Matematik Falsafah Semula Jadi." Dia membuat kesimpulan dengan betul bahawa, disebabkan oleh putaran harian di sekeliling paksinya, Bumi mempunyai bentuk elipsoid yang sedikit rata di kutubnya. Ia boleh dianggap sebagai bola dengan jisim tambahan terletak di sepanjang tali pinggang khatulistiwa. Daya tarikan Bumi oleh Bulan dan Matahari dalam kes ini boleh dibahagikan kepada dua bahagian: tarikan dunia oleh daya yang dikenakan pada pusatnya, dan tarikan tali pinggang khatulistiwa. Apabila Bulan 2 kali sebulan dan Matahari 2 kali setahun bergerak menjauhi satah khatulistiwa Bumi, tarikan mereka mewujudkan momen daya yang cenderung untuk memutarkan Bumi supaya khatulistiwanya melalui penerang ini.

Daya graviti Bulan yang bertindak di pusat planet kita dan tali pinggang khatulistiwa di khatulistiwa, tarikan mereka mencipta momen daya yang cenderung untuk memutarkan Bumi supaya khatulistiwanya melalui penerang ini. Jika Bumi tidak berputar, maka putaran seperti itu sebenarnya akan berlaku, tetapi putaran pantas Bumi (lagipun, titik khatulistiwanya bergerak pada kelajuan 465 m/s) mencipta kesan giroskopik, seperti gasing berputar . Daya graviti cenderung untuk menurunkan bahagian atas, tetapi putaran menghalangnya daripada jatuh, dan paksinya mula bergerak di sepanjang kon dengan bahagian atas di titik tumpu. Begitu juga, paksi bumi menggambarkan sebuah kon di sekeliling paksi ekliptik, bergerak jauh sebanyak 50.2" setiap tahun dan membuat revolusi penuh dalam hampir 26,000 tahun. Perubahan arah paksi bumi di angkasa ini membawa kepada fakta bahawa Kutub Utara dunia menggambarkan bulatan kecil mengelilingi Kutub Utara ekliptik dengan jejari kira-kira 23.5°, perkara yang sama berlaku dengan Kutub Selatan Memandangkan pergerakan bintang yang betul adalah kecil berbanding dengan gerakan praseksi, bintang boleh dianggap secara praktikal tidak bergerak. , dan tiang boleh dianggap bergerak di antaranya.

Pada masa ini, kutub cakerawala Utara sangat dekat dengan bintang terang magnitud ke-2 Ursa Minor, yang oleh itu dipanggil Polaris. Pada tahun 1978, jarak sudut tiang dari bintang ini ialah 50", dan pada tahun 2103 ia akan menjadi minimum - hanya 27". Kami akan memanggil kedekatan kutub cakerawala ini dengan bintang terang bertuah. Malah, dalam astronomi praktikal dan aplikasinya untuk geografi, ukur, navigasi dan penerbangan, Bintang Utara digunakan untuk menentukan latitud dan azimut. Menjelang 3000, Kutub Utara akan bergerak hampir 5° dari Polaris semasa. Kemudian untuk masa yang lama tidak akan ada bintang terang yang dekat dengan tiang. Sekitar 4200, tiang itu akan berada dalam lingkungan 2° daripada bintang magnitud ke-2 a Cephei. Pada tahun 7600, kutub itu akan hampir dengan bintang magnitud ke-3 b Cygnus, dan pada tahun 13800, bintang paling terang di hemisfera utara, Vega, dalam buruj Lyra, akan menjadi kutub, walaupun jauh dari kutub (dengan 5°).

Di hemisfera selatan, sebaliknya, tiang itu kini terletak di kawasan langit yang sangat miskin dengan bintang terang. Bintang yang paling hampir dengan kutub, O Octanta, hanya magnitud ke-5 dan hampir tidak dapat dilihat dengan mata kasar. Tetapi pada masa akan datang, walaupun jauh, di hemisfera selatan akan ada "penuaian" untuk bintang dekat kutub. Walau bagaimanapun, pergerakan kutub tidak seragam; ia berubah secara perlahan disebabkan oleh penurunan sekular dalam kecenderungan khatulistiwa ke ekliptik, serta penurunan kesipian orbit bumi. Di samping itu, terdapat turun naik berkala yang lebih ketara dalam kedudukan kutub, disebabkan oleh perubahan dalam deklinasi Bulan dan Matahari. Apabila deklinasi mereka meningkat - peneraju bergerak menjauhi khatulistiwa - keinginan mereka untuk memusingkan Bumi ke arah mereka meningkat. Walaupun Bulan mempunyai jisim 27 juta kali lebih kecil daripada jisim Matahari, ia jauh lebih dekat dengan Bumi sehingga tindakannya adalah 2.2 kali lebih kuat daripada tindakan Matahari. Oleh itu, hampir 70% daripada pergerakan precessional disebabkan oleh Bulan dan Matahari secara berkala menukar kedudukan mereka berbanding khatulistiwa. Deklinasi Matahari sentiasa berubah dalam ±23.5° dengan tempoh satu tahun, deklinasi Bulan berubah dengan lebih kompleks, bergantung pada kedudukan nod orbit bulan, yang membuat satu revolusi di sepanjang ekliptik setiap 18.6 tahun. Kecondongan orbit bulan ke ekliptik ialah 5° dan, apabila nod menaik menghampiri ekuinoks vernal, kecondongan orbit ditambah pada kecondongan ekliptik, supaya deklinasi Bulan berubah-ubah antara ±28.5 ° pada bulan tersebut. Selepas 9.3 tahun, apabila nod menurun menghampiri ekuinoks vernal, kecenderungan ditolak dan deklinasi Bulan berubah dalam ±18.5°. Perubahan bulanan dalam deklinasi Bulan dan perubahan tahunan dalam deklinasi Matahari tidak mempunyai masa untuk menghasilkan kesan yang ketara pada pergerakan precessional. Turun naik deklinasi Bulan dengan tempoh 18.6 tahun menyebabkan getaran paksi bumi dengan amplitud 9.2", dipanggil nutasi. Fenomena ini ditemui oleh ahli astronomi Inggeris James Bradley pada tahun 1745.

Terdapat satu lagi keadaan yang tidak menjejaskan deklinasi bintang, tetapi bagaimanapun menyebabkan pergerakan sedikit titik ekuinoks vernal. Ini adalah tarikan planet-planet sistem suria Kedudukan kutub Utara (di atas) dan Selatan (di bawah) dunia di antara bintang. Kedudukan tiang ditandakan dengan nombor setiap seribu tahun, bermula dari 2000 SM (-2) dan berakhir pada 23000 (23). Planet-planet terlalu jauh dari Bumi untuk kesannya pada tali pinggang khatulistiwa Bumi untuk dapat dilihat. Walau bagaimanapun, disebabkan oleh kecenderungan orbit planet ke ekliptik, momen daya tertentu, walaupun sangat lemah, timbul, cenderung untuk memutar satah orbit bumi sehingga ia bertepatan dengan satah orbit planet tertentu. Jumlah tindakan semua planet utama sedikit mengubah kedudukan ekliptik, yang juga mempengaruhi kedudukan titik persilangannya dengan khatulistiwa, iaitu kedudukan ekuinoks vernal. Anjakan tambahan ini, bersamaan dengan kira-kira 0.1" setahun, dipanggil precession daripada planet, manakala pergerakan utama ialah precession lunisolar. Kesan gabungan precession lunisolar dan precession daripada planet dipanggil precession total.

BAGAIMANA UNTUK MENGUKUR PRESISI?

Mengetahui jisim planet dan unsur-unsur orbitnya, adalah mungkin untuk mengira dengan tepat nilai precession planet, tetapi precession lunar-solar harus ditentukan dari pemerhatian dengan cara yang hampir sama seperti Hipparchus mula-mula lakukan - oleh perubahan dalam planet-planet sistem suria.

Precession dan nutasi paksi bumi (skala ayunan nutasi diperbesarkan untuk kejelasan) dan deklinasi bintang. Kaedah ini lebih mudah dan lebih dipercayai daripada mencari kedudukan titik ekuinoks vernal di antara bintang. Walau bagaimanapun, perkara ini rumit oleh fakta bahawa semua bintang mempunyai gerakan mereka sendiri, yang juga mempengaruhi deklinasi mereka, dan adalah perlu untuk mengkaji dengan teliti dan mengecualikan gerakan ini daripada deklinasi bintang yang diperhatikan. Amat sukar untuk mengecualikan pergerakan sistematik bintang yang disebabkan oleh pergerakan Matahari di angkasa dan putaran Galaksi.

Banyak kerja untuk menentukan dengan tepat nilai precession umum telah dijalankan pada akhir abad yang lalu oleh ahli astronomi Amerika Simon Newcome. Nilai yang diperolehnya telah diluluskan pada tahun 1896 oleh suruhanjaya antarabangsa, walaupun sekarang kita tahu bahawa penentuan pemalar penting ini, dibuat hampir setengah abad lebih awal oleh ahli astronomi Pulkovo, dan seterusnya pengarah Balai Cerap Pulkovo O. V. Struve, adalah lebih tepat. . Nilai jumlah precession yang dikira oleh Newcome untuk tahun 1900 ialah: 50.2564" + 0.000222" T (penggal kedua memberikan perubahan tahunan, T ialah bilangan tahun yang telah berlalu sejak awal tahun 1900). Precession berterusan Newcome digunakan oleh semua ahli astronomi selama 80 tahun. Hanya pada tahun 1976, Kongres XVI Kesatuan Astronomi Antarabangsa di Grenoble menerima pakai nilai baharu untuk 2000: 50.290966 "+ 0.0002222" T. Nilai lama untuk 2000 (50.2786") ialah 0.0124" kurang daripada yang baharu. Sebagai kesimpulan, kami akan menerangkan kaedah untuk menentukan presesi berterusan, yang dibangunkan dalam beberapa dekad kebelakangan ini. Kami telah bertanya kepada diri sendiri bagaimana untuk mencari titik tetap pada sfera cakerawala untuk membenarkan titik sifar kenaikan kanan. Pada tahun 1806, ahli astronomi dan ahli matematik Perancis Pierre Laplace menyatakan idea bahawa bintik-bintik samar yang lemah dan jauh yang boleh dilihat melalui teleskop di banyak tempat di langit mempunyai gerakan yang terkecil dan semakin kecil. Laplace menganggapnya sebagai sistem bintang besar, jarak yang jauh dari kami. Selepas itu, Laplace, cuba membuktikan hipotesis kosmogoniknya, mengubah pendapatnya tentang sifat nebula. Dia percaya bahawa ini adalah sistem planet dalam proses pembentukan, iaitu, pembentukan yang jauh lebih kecil dan lebih dekat dengan kita. Sekarang kita tahu bahawa pendapat pertama Laplace adalah betul, tetapi andaian ini tidak diberi perhatian pada masa itu, dan tidak ada justifikasi untuknya ketika itu. Pelaksanaan praktikal idea Laplace - untuk menentukan titik sifar kenaikan kanan berbanding nebula ekstragalaksi - menjadi mungkin hanya selepas penambahbaikan astrofotografi.

Nebula ekstragalaksi - galaksi - tidak boleh dianggap sama sekali tidak bergerak. Seperti berikut dari teori Alam Semesta yang berkembang, galaksi bergerak menjauhi kita pada kelajuan yang berkadar dengan jaraknya. Jika kita mengandaikan bahawa halaju linear melintang adalah susunan yang sama dengan halaju surut, maka ia adalah kira-kira 75 km/s setiap 1 juta parsec, atau 3.26 juta tahun cahaya Maka ternyata anjakan galaksi jauh di angkasa sfera akan menjadi ketara hanya selepas berjuta-juta tahun Oleh itu, galaksi boleh berfungsi sebagai asas sistem koordinat inersia - sistem yang tidak mempunyai putaran, tetapi hanya mempunyai gerakan rectilinear translasi ("Bumi dan Alam Semesta", No. 5, 1967, ms. 14-24.-Ed.) Tegasnya, pergerakan harus seragam, tetapi kita tidak mempunyai cara untuk mengesan ketidaksamaan dan oleh itu terpaksa mengabaikannya.

Hanya pada 30-an abad ini, Pulkovo dan ahli astronomi Moscow menimbulkan persoalan menghubungkan sistem kedudukan bintang dengan galaksi yang jauh. Cadangan ahli astronomi Soviet telah dibincangkan secara terperinci pada tahun 1952 di Kongres VIII Kesatuan Astronomi Antarabangsa di Rom, dan tidak lama kemudian A. N. Deitch di Pulkovo dan S. Vasilevsky di Balai Cerap Lick di Amerika Syarikat menerima banyak gambar galaksi dan bintang samar. Imej ini boleh digunakan sebagai "zaman pertama", memberikan kedudukan bintang untuk beberapa saat awal. Mengulangi imej sedemikian selepas 20 tahun atau lebih berfungsi untuk menentukan pergerakan bintang yang betul mutlak berbanding galaksi. Kerja ini telah dijalankan di Pulkovo, Moscow, Tashkent dan di beberapa balai cerap asing. Mewujudkan sistem inersia menggunakan galaksi jauh adalah rumit oleh fakta bahawa galaksi yang mempunyai teras yang cukup terang dan jelas untuk diukur dengan pasti pada negatif fotografi tidak lebih terang daripada magnitud ke-15. Bintang-bintang yang "melekat" pada mereka adalah kira-kira saiz yang sama. Untuk latihan, kedudukan bintang terang adalah menarik - dari magnitud pertama hingga ke-6 atau ke-7, yang kecemerlangannya berpuluh-puluh ribu kali lebih besar daripada bintang magnitud ke-15. Oleh itu, adalah perlu untuk memotret semula kawasan langit dan membuat penjajaran yang diperlukan, selalunya dalam dua langkah, termasuk bintang perantaraan dengan magnitud ke-10.

Tidak cukup masa telah berlalu sejak gambar-gambar "zaman pertama" diambil untuk memanfaatkan sepenuhnya kaedah baharu untuk menentukan precession berterusan. Pada masa hadapan, kaedah ini akan memberikan justifikasi yang yakin dan tepat untuk sistem koordinat inersia. Dan kemudian kedudukan titik ekuinoks vernal - titik sifar kenaikan kanan - akan "ditetapkan" pada sfera cakerawala selama beribu-ribu tahun.

Disebabkan oleh kesan mengganggu yang dikenakan pada putaran Bumi oleh badan-badan Sistem Suria, paksi putaran Bumi membuat pergerakan yang sangat kompleks di angkasa. Bumi berbentuk seperti sferoid, dan oleh itu bahagian sferoid yang berbeza tertarik secara tidak sekata oleh Matahari dan Bulan.

1. Paksi perlahan-lahan menerangkan kon, kekal sepanjang masa condong ke satah pergerakan Bumi pada sudut kira-kira 66 º.5. Gerakan ini dipanggil precessional, tempohnya adalah kira-kira 26,000 tahun. Ia menentukan arah purata paksi dalam ruang pada zaman yang berbeza.

2. Paksi putaran bumi membuat pelbagai ayunan kecil di sekeliling kedudukan puratanya, yang utamanya mempunyai tempoh 18.6 tahun (tempoh ini adalah tempoh revolusi nod orbit bulan, kerana nutasi adalah akibat daripada kesan tarikan Bulan di Bumi) dan dipanggil pemakanan paksi bumi. Ayunan pemakanan berlaku kerana daya precessional Matahari dan Bulan secara berterusan mengubah magnitud dan arahnya. Mereka = 0 apabila Matahari dan Bulan berada di satah khatulistiwa Bumi dan mencapai maksimum pada jarak terjauhnya darinya. Kutub cakerawala sebenar, disebabkan oleh nutasi, menggambarkan lengkungan kompleks di sekeliling kutub tengah. Pergerakannya pada sfera cakerawala berlaku kira-kira sepanjang elips, separuh paksi utamanya ialah 18",4, dan paksi kecil ialah 13",7. Disebabkan oleh precession dan nutasi, kedudukan relatif kutub cakerawala dan kutub ekliptik sentiasa berubah.

3. Daya tarikan planet tidak mencukupi untuk menyebabkan perubahan kedudukan paksi bumi. Tetapi planet mempengaruhi kedudukan orbit bumi. Perubahan kedudukan satah ekliptik di bawah pengaruh graviti planet dipanggil precession planet.

Kutub cakerawala, ditentukan oleh arah purata paksi putaran Bumi, i.e. hanya mempunyai gerakan precessional dipanggil kutub tengah dunia.tiang dunia sebenar mengambil kira pergerakan nutasi paksi. Disebabkan oleh precession, purata kutub cakerawala menggambarkan bulatan dengan jejari 23º.5 berhampiran kutub ekliptik selama 26,000 tahun. Dalam satu tahun, pergerakan purata kutub cakerawala pada sfera cakerawala adalah kira-kira 50",3. Titik ekuinoks juga bergerak ke arah barat dengan jumlah yang sama, bergerak ke arah pergerakan tahunan Matahari yang ketara. Fenomena ini dipanggil jangkaan ekuinoks. Akibatnya, Matahari mencecah titik ekuinoks lebih awal daripada tempat yang sama dengan latar belakang bintang. Kutub cakerawala menggambarkan bulatan terbuka pada sfera cakerawala. 2000 SM Bintang kutub ialah Naga, selepas 12,000 tahun bintang kutub itu akan menjadi Lyra. Pada permulaan era kita, titik ekuinoks vernal berada dalam buruj Aries, dan titik ekuinoks musim luruh berada dalam buruj Libra. Kini titik ekuinoks musim bunga adalah dalam buruj Pisces, dan ekuinoks musim luruh dalam buruj Virgo.

Pergerakan precessional kutub cakerawala menyebabkan koordinat bintang berubah dari semasa ke semasa. Pengaruh precession pada koordinat:

d/dt = m + n sintg,

d/dt = n sin,

di mana d/dt, d/dt ialah perubahan dalam koordinat setahun, m ialah pendahuluan tahunan dalam kenaikan kanan, n ialah pendahuluan tahunan dalam deklinasi.

Oleh kerana perubahan berterusan dalam koordinat khatulistiwa bintang, terdapat perubahan perlahan dalam penampilan langit berbintang untuk tempat tertentu di Bumi. Beberapa bintang yang tidak kelihatan sebelum ini akan timbul dan terbenam, dan beberapa bintang yang kelihatan akan menjadi tidak terbit. Jadi, dalam beberapa ribu tahun di Eropah adalah mungkin untuk memerhatikan Salib Selatan, tetapi tidak mungkin untuk melihat Sirius dan sebahagian daripada buruj Orion.

Precession ditemui oleh Hipparchus dan dijelaskan oleh I. Newton.