thumb|right|200px|Precesija Zemljine vrtilne osi, ki je glavni vzrok precesije enakonočij. Zemlja se enkrat na dan zavrti (bele puščice) okrog svoje vrtilne osi (rdeče). Ta os se vrti počasi (bel krog) in se zavrti v približno 25.800 letih (platonsko leto).
Precesíja enakonóčij () ali precesíja Zêmljine vrtílne osí je precesija Zemljine vrtilne osi. Zemlja kot telo ni popolna krogla in njeno težišče ni v njenem središču. Kot pri kolebajoči vrtavki se smer Zemljine vrtilne osi počasi, vendar neprestano spreminja in opiše plašč stožca v približno 25.765 letih ali v platonskem, oziroma velikem letu. Ker se premika vrtilna os Zemlje, se premika tudi ekvator (ekvatorska ravnina). Gibanje povzročata gravitacijski sili Sonca in Lune, ter v manjši meri druga telesa, na ekvatorski izboklini vrteče se Zemlje. Zaradi tega se Zemljina vrtilna os premakne glede na inercialni prostor. Gravitacijski vpliv Sonca in Lune podaja lunisolarna precesija. Z izboljšanjem možnosti izračunavanja gravitacijske sile med planeti v prvi polovici 19. stoletja so leta 1863 spoznali, da se tudi ekliptika sama premika, kar so poimenovali planetarna precesija, prevladujočo komponento pa lunisolarna precesija. Njuno kombinacijo so poimenovali splošna precesija namesto precesija enakonočij.
Izraz »precesija« se običajno nanaša na to največje periodično gibanje; druge spremembe smeri Zemljine vrtilne osi, kot sta nutacija in gibanje nebesnega pola, so veliko manjše. Periodične motnje precesije povzroča Luna, kar je nutacija zemljine vrtilne osi. Nutacijska perioda je veliko krajša od precesijske – približno 18,6 let.
Precesija enakonočij se je nekdaj nanašala na gibanje pomladišča vzdolž ekliptike relativno glede na nepomične zvezde živalskega kroga v ozadju, v nasprotni smeri letnega navideznega gibanja Sonca po ekliptiki. Podobna je sodobna razlaga gibanja. V splošnem se za spremembe smeri vrtilnih osi drugih teles rabi izraz osna precesija. V odsotnosti precesije bi tir astronomskega telesa kazal osno vzporednost. Planetarna precesija je posledica majhnega kota med gravitacijsko silo drugih planetov na Zemlji in njeno orbitalno ravnino (ekliptiko), zaradi česar se ravnina ekliptike nekoliko premakne glede na inercialni prostor. Lunisolarna precesija je približno 500-krat večja od planetarne precesije.
Poleg Lune in Sonca tudi drugi planeti povzročajo majhen premik Zemljine osi v inercialnem prostoru, zaradi česar je kontrast v izrazih lunisolarna in planetarna zavajajoč, zato je leta 2006 Mednarodna astronomska zveza priporočila, da se prevladujoča komponenta preimenuje v precesijo ekvatorja, manjša komponenta pa v precesijo ekliptike, vendar se njuna kombinacija še vedno imenuje splošna precesija. Veliko sklicevanj na stare izraze obstaja v publikacijah pred spremembo.
Za odkritelja precesije enakonočij na Zahodu velja Hiparh iz 2. stoletja pred našim štetjem. Obstajajo tudi trditve o zgodnejšem odkritju, kot je na primer indijsko besedilo Vedanga Džjotiša (वेदाङ्ग ज्योतिष) iz leta 700 pr. n. št.
Nomenklatura
»Precesija« in »procesija« sta izraza, ki se nanašata na gibanje. Beseda »precesija« izhaja iz latinskega praecedere (predhoditi, priti pred ali prej), medtem ko »procesija« izhaja iz latinskega procedere (korakati naprej, napredovati). Na splošno se izraz »procesija« uporablja za opis skupine predmetov, ki se premikajo naprej. Zvezde, gledane z Zemlje, se dnevno navidezno premikajo od vzhoda proti zahodu zaradi Zemljinega dnevnega gibanja in letno zaradi Zemljinega kroženja okrog Sonca. Istočasno je mogoče opaziti, da se zvezde gibajo navidezno s hitrostjo približno 50 ločnih sekund na leto, kar je znano kot »precesija enakonočij«.
Pri opisovanju tega gibanja so astronomi izraz na splošno skrajšali na preprosto »precesija«. Pri opisovanju vzroka gibanja so fiziki uporabili tudi izraz »precesija«, kar je povzročilo nekaj zmede med opazovanim pojavom in njegovim vzrokom, ki je pomemben, ker so v astronomiji nekatere precesije resnične, druge pa navidezne. To vprašanje dodatno zamegljuje dejstvo, da so mnogi astronomi fiziki ali astrofiziki.
Izraz »precesija«, ki se uporablja v astronomiji, na splošno opisuje opazno precesijo enakonočij (zvezde, ki se navidezno vzvratno gibljejo po nebu), izraz »precesija«, ki se uporablja v fiziki, pa na splošno opisuje mehanski proces.
Učinki
thumb|right|Gibanje nebesnega pola zaradi splošne precesije. Trenutno je nebesni pol v bližini Severnice. Presek plašča stožca ima dejansko obliko podobno spirali. Čez približno 3200 let bo nebesni pol v bližini zvezde Gama Kefeja v ozvezdju Kefej. thumb|right|Dolgoročno spreminjanje nagiba Zemeljine vrtilne osi glede na pol ekliptike v zadnjih 5 milijonih let. Rdeča pika predstavlja epoho J1850,0. Nagib se spreminja v območju od približno 22,0° do 24,5°. thumb|right|Spreminjanje nagiba Zemljine vrtilne osi za naslednjih milijon let. Za epoho J2000,0 je sprejeta konstantna vrednost 23° 26’ 21,44”. Vidna je perioda približno 41.000 let.
Precesija Zemljine osi ima številne opazne učinke. Prvič, zdi se, da se legi južnega in severnega nebesnega pola gibljeta v krožnicah proti prostorsko nespremenljivemu ozadju zvezd, ki zaključita en obhod v približno 25.800 letih. Medtem ko sedaj zvezda Severnica leži približno na severnem nebesnem polu, se bo to sčasoma spremenilo in druge zvezde bodo postale »severne zvezde«. Čez približno 3200 let bo zvezda Gama Kefeja (Errai, Alrai) v ozvezdju Kefej v tej legi nasledila Severnico. Južni nebesni pol trenutno nima svetle zvezde, ki bi označevala njegovo lego, vendar bo sčasoma precesija povzročila, da svetle zvezde postanejo južne zvezde. Ko se nebesna pola premakneta, pride do ustreznega postopnega premika v navidezni usmerjenosti celotnega zvezdnega polja, gledano z določene lege na Zemlji.
Drugič, Zemljina lega v njenem tiru okrog Sonca ob Sončevih obratih, enakonočjih ali drugem času, določenem relativno glede na letne čase, se počasi spreminja. Naj se Zemljina tirna lega označi ob poletnem Sončevem obratu, ko je nagib Zemljine osi usmerjen neposredno proti Soncu. En polni obhod pozneje, ko se je Sonce vrnilo v isto navidezno lego glede na zvezde v ozadju, nagib ni več neposredno proti Soncu – zaradi učinkov precesije je malo »čez« to. Z drugimi besedami, Sončev obrat se je zgodil malo prej na tiru. Tako je tropsko leto, ki meri cikel letnih časov (na primer čas od enega Sončevega obrata do drugega ali od enega enakonočja do drugega), približno 20 minut krajše od siderskega leta, ki se meri z navidezno lego Sonca glede na zvezde. Po približno 25800 letih razlika znaša celo leto, tako da so lege letnih časov glede na tir »nazaj na začetku«. (Tudi drugi učinki počasi spreminjajo obliko in usmerjenost Zemljinega tira, ti pa v kombinaciji s precesijo ustvarjajo različne cikle različnih obdobij (glej tudi Milankovićevi cikli). Velikost nagiba, v nasprotju z zgolj usmerjenostjo, se prav tako sčasoma spreminja počasi, vendar se ta učinek ne pripisuje neposredno precesiji.)
Iz enakih razlogov navidezna lega Sonca glede na ozadje zvezd v nekem sezonsko določenem času počasi nazaduje za celih 360° skozi vseh dvanajst tradicionalnih ozvezdij zodiaka, s hitrostjo približno 50,3″ na leto ali 1° vsakih 71,6 let.
Trenutno stopnja precesije ustreza obdobju 25.772 let, tako da je tropsko leto krajše od siderskega leta za 1.224,5 s (20 min 24,5 s, ).
Sama stopnja se nekoliko spreminja s časom (glejte vrednosti spodaj), zato ni mogoče reči, da bo čez točno 25.772 let Zemljina os spet tam, kjer je zdaj.
Za nadaljnje podrobnosti glej Spreminjanje polarnih zvezd ter Premik polov in premik enakonočij spodaj.
Zgodovina
Helenistični svet
Aristarh
Na podlagi nekaterih posrednih podatkov se domneva, da je razliko med siderskim in tropskim letom (katere enostavna logična posledica je gibanje enakonočij na ozadju zvezd) prvič ugotovil v 3. stoletju pr. n. št. Aristarh s Samosa. V Vatikanu sta se ohranila dva staroveška rokopisa z ocenami dolžine leta. S števili iz rokopisov je to moč točno izračunati. Vrednosti sta Aristarhovi leti 365 1/152 dni in 365 - 15/4868 dni, ki predstavljata sidersko in meščansko leto, verjetno tropsko. Oba imenovalca se lahko poveže z Aristarhom, po katerem je bil poletni Sončev obrat 152 let po Metonovem, in njegovo dolgo leto je trajalo 4868 let. Razlika med siderskim in tropskim letom, izračunana iz teh podatkov, ustreza stopnji precesije 1° na 100 let ali 36" na leto (po sodobnih podatkih 1° na 71,6 let). Prva vrednost je točna na nekaj sekund, druga pa na nekaj minut. Obe sta blizu vrednostim, ki sta jih kasneje uporabljala Hiparh in Ptolemaj. Na žalost so vrednost 1° na stoletje uporabljali kasnejši astronomi vse do arabskih. Pravilna vrednost v Aristarhovem času je bila približno 1,38° na stoletje.
Hiparh
Odkritje precesije se običajno pripisuje starogrškemu astronomu Hiparhu (190–120 pr. n. št.) iz Nikeje ali z Rodosa. Po Almagestu Klavdija Ptolemaja je Hiparh izmeril longitudo (ekliptično dolžino) Spike (Alfe Device) in drugih svetlih zvezd. Ko je svoje meritve primerjal s podatki svojih predhodnikov, Timoharisa (okoli 320–260 pr. n. št.) in Aristila (okoli 280 pr. n. št.), je ugotovil, da se je Spika premaknila za 2° glede na jesensko enakonočje. Primerjal je tudi dolžino tropskega leta (čas, ki ga Sonce potrebuje, da se navidezno vrne glede na enakonočje) in siderskega leta (čas, ki ga Sonce potrebuje, da se navidezno vrne glede na zvezdo), in ugotovil rahlo odstopanje. Sklepal je, da se enakonočji gibljeta (»precesirata«) skozi zodiak in da stopnja precesije ni manjša od 1° v stoletju, ali z drugimi besedami, dokončanta celotni cikel v največ 36000 letih.
Skoraj vsi Hiparhovi spisi so izgubljeni, vključno z njegovim delom o precesiji. Omenja jih že Ptolemaj, ki je precesijo pojasnjeval kot vrtenje nebesne sfere okrog negibne Zemlje. Smiselno je domnevati, da je Hiparh, podobno kot Ptolemaj, precesijo v geocentričnem smislu razumel kot gibanje neba in ne Zemlje.
Ptolemaj
Prvi astronom, za katerega je znano, da je nadaljeval Hiparhovo delo o precesiji, je Ptolemaj v 2. stoletju. Izmeril je longitudo Regula (Alfe Leva), Spike in drugih svetlih zvezd z različico Hiparhove lunarne metode, ki ni zahtevala mrkov. Pred sončnim zahodom je izmeril vzdolžni lok, ki ločuje Luno od Sonca. Nato je po sončnem zahodu izmeril lok od Lune do zvezde. Uporabil je Hiparhov model za izračun longitude Sonca in naredil popravke za Lunino gibanje in njeno paralakso.
Svoja opažanja je primerjal s Hiparhovimi, Menelajevimi, Timoharisovimi in Agripovimi. Ugotovil je, da so se zvezde med Hiparhovim in njegovim časom (približno 265 let) premaknile za 2° 40' ali 1° v 100 letih (36" na leto – sedaj sprejeta stopnja je približno 50" na leto ali 1° v 72 letih). Možno pa je, da je preprosto zaupal Hiparhovemu izračunu, namesto da bi opravil svoje meritve. Potrdil je tudi, da je precesija vplivala na vse zvezde stalnice, ne le na tiste blizu ekliptike, njegov cikel pa je imel enako obdobje 36.000 let, kot ga je ugotovil Hiparh.
Drugi avtorji
Večina starodavnih avtorjev precesije ni omenjala in morda zanjo sploh ni vedela. Prokl je na primer zavrnil precesijo. Njen obstoj je potrdil njegov učenec Amonij, Hermijev sin. Teon iz Aleksandrije, komentator Ptolemaja v 4. stoletju, je sprejel Ptolemajevo razlago. Domneval je, da sfera nepomičnih zvezd doživlja občasna nihanja znotraj 8°, po katerih se vrne v prejšnjo lego. Ta pojav so poimenovali trepidacija. Teon je poročal o tej alternativni teoriji:
»Po nekaterih mnenjih starodavni astrologi verjamejo, da se znamenja Sončevih obratov od neke epohe premaknejo za 8° v vrstnem redu znamenj, nato pa se vrnejo za isto količino nazaj. . . .«
Namesto da bi nadaljevala skozi celotno zaporedje zodiaka, sta enakonočji »nihali« naprej in nazaj v loku 8°. Teorijo takšne trepidacije je predstavil Teon kot alternativo precesiji. Kasneje je to teorijo še dodelal Tabit ibn Kora, vendar nobena ni pravilno pojasnila pojava.