Большая советская энциклопедия - прецессия

Прецессия (позднелат. praecessio — движение впереди, от лат. praecedo — иду впереди, предшествую), то движение твердого тела, имеющего неподвижную точку О, которое слагается из вращения с угловой скоростью W 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, Y = x1ON — угол П. (см. Эйлеровы углы). Наряду с П. тело совершает также нутационное движение, при котором происходит изменение угла нутации q = z1Oz (см. Нутация). Если во все время движения q = const (нутация отсутствует) и величины W, w также остаются постоянными, то движение тела называется регулярной П. Ось Oz описывает при этом вокруг оси П. Oz1 прямой круговой конус. Такую П. при произвольных начальных условиях совершает закрепленное в центре тяжести симметричное тело (гироскоп), на которое никакие силы, создающие момент относительно закрепленной точки, не действуют; осью П. 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 (тяжелый гироскоп или волчок), совершает при произвольных начальных условиях П. вокруг вертикальной оси, сопровождающуюся нутационными колебаниями, амплитуда и период которых тем меньше, а частота тем больше, чем больше угловая скорость собственного вращения W. Когда W >> w, видимое движение гироскопа мало отличается от регулярной П.; такую П. называют псевдорегулярной П. Угловая скорость псевдорегулярной П. тяжелого гироскопа приближенно определяется равенством w = Pa/IW, где Р — вес гироскопа, а — расстояние от неподвижной точки до центра тяжести, I — момент инерции гироскопа относительно оси симметрии. С. М. Торг. П. в астрономии — медленное движение оси вращения Земли по круговому конусу, ось симметрии которого перпендикулярна к плоскости эклиптики, с периодом полного оборота » 26 000 лет. П. называется также предварением равноденствий, т.к. она вызывает медленное смещение точек весеннего и осеннего равноденствий, обусловленное движением плоскостей эклиптики и экватора (рис. 2) (точки равноденствия определяются линией пересечения этих плоскостей). Упрощенно П. 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, т. е. 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 времен года на Земле, на 20 мин 24 сек короче звездного года, т. е. периода полного обращения Земли вокруг Солнца (см. Год). Вследствие П. изменяются эклиптические и экваториальные координаты небесных тел (см. Небесные координаты). Долготы звезд, отсчитываемые от точки весеннего равноденствия, возрастают на 50,3'' в год, широты же меняются незначительно. Прямые восхождения и склонения звезд изменяются более сложным образом. В результате П. медленно изменяется картина суточного вращения звездного неба: около 4600 лет тому назад полюс мира был вблизи звезды a Дракона, теперь он расположен вблизи Полярной звезды (a Малой Медведицы), а через 12 000 лет «полярной» звездой станет Вега (a Лиры) (рис. 3). С перемещением полюса мира среди звезд связано изменение условий видимости созвездий в данной географической области; это позволяет по упоминаниям тех или иных созвездий в древнейших памятниках письменности приближенно установить время появления этих памятников. Явление П. было открыто во 2 в. до н. э. греч. астрономом Гиппархом при сравнении долгот звезд, определенных им из наблюдений, с долготами этих же звезд, найденными за 150 лет до него греч. астрономами Тимохарисом и Аристиллом. Механическое объяснение П. впервые дано И. Ньютоном в 1686. Землю, сплюснутую по оси вращения, Ньютон рассматривал как шар, опоясанный по экватору кольцом; Солнце сильнее притягивает обращенную к нему половину кольца и т. о. 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 П. Так как силы, вызывающие П., вследствие изменения расположения Солнца и Луны относительно Земли непрерывно меняются, то наряду с поступательным движением точки весеннего равноденствия — т. н. лунно-солнечной П. — наблюдаются также ее небольшие колебания, названные нутацией. Возмущения движения Земли по орбите, обусловленные притяжением ее др. 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 П. от планет. Суммарное движение точки весеннего равноденствия, состоящее из лунно-солнечной П. и П. от планет, носит название общей П. Теория П. в основном развита в 18 в. в работах Ж. Д'Аламбера, П. Лапласа и Л. Эйлера. Точные числовые значения основных прецессионных величин впервые были определены из наблюдений в начале 19 в. Ф. Бесселем. О. В. Струве в 1841 опубликовал новые их значения. В конце 19 в. С. Ньюком при построении теории гелиоцентрического и вращательного движений Земли определил и значения прецессионных величин — лунно-солнечной П. по склонению (П. по склонению от притяжения планет не зависит), общей П. по прямому восхождению, лунно-солнечной П. по долготе, общей П. по долготе, П. от планет по прямому восхождению и по долготе. Числовые значения прецессионных величин уточняются на основе статистического анализа собственных движений звезд, при котором учитываются перемещения звезд, 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 удаленности. Эти измерения входят составной частью в международную программу работ по составлению «фундаментального каталога слабых звезд», проводимую по инициативе советских астрономов (см. Астрометрия). Лит.: Блажко С. Н., Курс сферической астрономии, 2 изд., М., 1954; 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. А. Д. Дубяго, В. К. Абалакин.