Prekessio (tähtitiede)

Tähtitieteessä prekessiolla tarkoitetaan gravitaatiosta aiheutuvaa taivaankappaleen pyörimis­akselin suunnan jatkuvaa, hidasta muuttumista, erityisesti Maan pyörimis­akselin suunnan muuttumista. Vaappuvan hyrrän tavoin Maan akselin suunta kiertyy sillä tavoin, että sen asennot eri aikoina muodostavat kaksi kartiopintaa, jotka kohtaavat toisensa kärjissään. Täysi kierros kestää noin 26 000 vuotta, mitä aikajaksoa sanotaan myös suureksi vuodeksi eli platoniseksi vuodeksi. Usein termillä "prekessio" tarkoitetaan vain tätä liikkeen suurinta komponenttia; muut Maan akselin suuntaa muuttavat tekijät kuten nutaatio ja napaliike ovat paljon vähäisempiä.
Maan prekessiota on historiallisesti nimitetty tasaus­pisteiden prekessioksi, koska sen vaikutuksesta tasauspisteet siirtyvät kiintotähtien suhteen länteen päin ekliptikaa pitkin, päin­vastaiseen suuntaan kuin Aurinko vuosittain näyttää liikkuvan ekliptikaa pitkin. Historiallisesti tasauspisteiden prekession löytäjänä on tavallisesti pidetty hellenistisen ajan tähtitieteilijä Hipparkhosta 100-luvulla eaa, mutta vähemmän varmojen tietojen mukaan se olisi tunnettu jo aikaisemmin. Kun 1800-luvun alkupuolella pystyttiin laskemaan planeettojen välisiä gravitaatio­voimia entistä tarkemmin, vuonna 1863 havaittiin, että myös ekliptika hieman vaihtaa asentoaan. Tätä ilmiötä sanotaan planetaariseksi prekessioksi, kun taas Maan akselin suunnan­vaihtelun pääasiallista komponenttia sanotaan lunisolaariseksi prekessioksi. Näiden yhteis­vaikutusta, jota aikaisemmin oli sanottu tasaus­pisteiden prekessioksi, alettiin nimittää yleiseksi prekessioksi.
Lunisolaarisen prekession aiheuttaa Kuun ja Auringon gravitaatiovoimien vaikutus Maan päiväntasaajan pullistumaan, mikä saa Maan akselin liikkumaan inertiaalisen avaruuden suhteen. Planetaarisen prekession saa aikaan se, etteivät muiden planeettojen gravitaatio­voimat ole ekliptikan eli Maan ratatason suuntaisia vaan niiden välillä on pieni kulma, mikä saa ekliptikan tason hieman kääntymään suhteessa inertiaaliseen avaruuteen. Lunisolaarinen prekessio on noin 500 kertaa suurempi kuin planetaarinen prekessio. Kuun ja Auringon lisäksi myös muut planeetat saavat Maan akselin hieman liikkumaan, minkä vuoksi termit lunisolaarinen ja planetaarinen prekessio ovat hieman harhaanjohtavia. Sen vuoksi Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni (IAU) suositteli vuonna 2006, että suuremmasta komponentista käytettäisiin nimitystä päiväntasaajan prekessio ja pienemmästä ekliptikan prekessio, mutta niiden yhdistelmää nimitetään yhä yleiseksi prekessioksi. Ennen suositusta käytetyt termit ovat yleisiä vanhemmassa kirjallisuudessa.

Termien alkuperä

Termi prekessio on peräisin latinasta. Etymologisesti prokessio (lat. processio) merkitsee liikettä eteenpäin, prekessio (lat. precessio) taas liikettä taaksepäin. Maasta katsottuna tähdet näyttävät Maan pyörimis­liikkeen vuoksi liikkuvan vuoro­kauden kuluessa idästä länteen, ja myös Aurinko näyttää vuoden kuluessa kiertävän tähti­taivaan ympäri idästä länteen. Samaan aikaan tähdillä voidaan kuitenkin havaita myös vähäinen retrogradinen liike päin­vastaiseen suuntaan, suunnilleen 50 kaarisekuntia vuodessa, mitä alettiin nimittää "tasaus­pisteiden prekessioksi".
Tätä ilmiötä kuvaillessaan tähti­tieteilijät ovat yleisesti puhuneet lyhemmin "prekessiosta." Selittäessään ilmiön syytä fyysikot alkoivat myös käyttää termiä "prekessio". Tämä saattaa kuitenkin aiheuttaa sekaannusta, kun samaa termiä käytetään sekä havaittavasta ilmiöstä että sen syystä ja tähti­tieteessä jotkin prekessioksi nimitetyt liikkeet ovat todellisia, toiset näennäisiä. Sekaannusta lisää vielä se, että monet tähti­tieteilijät ovat samalla fyysikoita tai astrofyysikoita.
On huomattava, että tähti­tieteessä prekessiolla yleisimmin tarkoitetaan nimenomaan havaittua tasaus­pisteiden prekessiota eli tähtien näennäistä retrogradista liikettä taivaan poikki, kun taas fysiikassa prekessiolla tarkoitetaan erästä mekaanista ilmiötä.
Suomen kieleen termi lainattiin aikoinaan muodossa presessioni, myöhemmin presessio, ennen kuin nykyinen muoto vakiintui.

Vaikutukset

Maan akselin prekessiolla on useita havaittavia vaikutuksia. Ensinnäkin eteläinen ja pohjoinen taivaannapa näyttävät liikkuvan ympyrärataa pitkin tähdistöjen muodostaman taustan suhteen ja tekevän täyden kierroksen noin 26 000 vuodessa. Niinpä vaikka Pohjantähti (Polaris) nykyisin on hyvin lähellä pohjoista taivaan­napaa, näin ei ole aina ollut eikä tule aina olemaan, vaan useat muut tähdet saavat aikanaan napa­tähden aseman. Noin 3200 vuoden kuluttua Gamma Cephei Kefeusen tähdistössä on tässä asemassa nykyisen Pohjan­tähden sijasta. Eteläisen taivaan­navan kohdalla ei nykyisin ole kirkasta tähteä osoittamassa sen sijaintia, mutta ajan mittaan useatkin kirkkaat tähdet saavat vuorollaan eteläisen napa­tähden aseman. Kun taivaan­napa siirtyy, samalla muuttuu vähitellen koko tähti­taivaan sellaisena kuin se näkyy tietyltä paikalta Maan päältä.
Toiseksi se kohta Maan kiertoradasta Auringon ympäri, jossa Maa on tiettynä aikana vuodesta, esimerkiksi päivän­seisauksina tai päivän­tasauksina, ei ole aina sama vaan muuttuu hitaasti. Oletetaan, että voitaisiin merkitä Maan sijainti radallaan esimerkiksi kesä­päivän­seisauksena, jolloin akselin kallistuma osoittaa suoraan kohti Aurinkoa. Täyttä kierrosta myöhemmin, kun Aurinko on samassa näennäisessä asemassa suhteessa taustalla oleviin tähtiin, Maan akselin kallistuma ei osoitakaan suoraan kohti Aurinkoa, vaan prekession seurauksena se on hieman siitä edellä. Toisin sanoen päivän­tasaus sattuu hieman ennen kuin Maa on jälleen samassa kohdassa rataansa. Niinpä trooppinen vuosi, joka mittaa vuoden­aikojen jaksoa, esimerkiksi aikaa kesä­päivän­seisauksesta seuraavaan kesä­päivän­seisaukseen, tai kevät­päivän­tasauksesta seuraavaan kevät­päivän­tasaukseen, on noin 20 minuuttia lyhempi kuin sideerinen vuosi eli Maan todellinen kiertoaika Auringon ympäri, jonka kuluttua Aurinko on jälleen samassa kohdassa suhteessa tähtiin. Tämä 20 minuutin ero vuotta kohti vastaa suunnilleen yhden vuoden eroa 25 772 vuotta kohti, joten täyden 25 772 vuoden jakson kuluttua vuodenajat ovat jälleen Maan ollessa samassa kohdassa rataansa. 
Maan radan muotoa ja suuntaa tosin muuttavat hitaasti eräät muutkin tekijät, jotka yhdessä prekession kanssa saavat aikaan erilaisia jaksollisia ilmiöitä; näihin perustuvat myös ilmaston muutosten aiheuttajina pidetyt Milankovićin jaksot.
Maan akselin kallistuman suunnan lisäksi myös sen kaltevuus­kulma muuttuu, mikä kuitenkaan ei suoranaisesti liity prekessioon.
Samasta syystä Auringon näennäinen sijainti suhteessa taustalla oleviin tähtiin tiettynä aikana vuodesta siirtyy taakse­päin noin 50,3 kaari­sekuntia vuodessa ja kiertää 25 772 vuoden kuluessa täydet 360 astetta eli kaikkien Eläin­radan tähdistöjen ympäri. Se Eläin­radan tähdistö, jonka edessä Aurinko on kevät­päivän­tasauksena, vaihtuu ajan kuluessa, ja sen mukaisesti on hieman yli 2000 vuoden ajan­jaksoille annettu nimet sen tähdistön mukaan, jossa kevät­tasaus­piste kulloinkin on, esimerkiksi Vesimiehen aika. Näihin niin sanottuihin astrologisiin aika­kausiin ja niiden vaihtumiseen on vanhalta ajalta saakka liittynyt monia astro­logisia, mytologisia ja uskonnollisia uskomuksia. Toisaalta samojen tähdistöjen mukaan nimetyt perinteiset Eläinradan merkit on pysyvästi määritelty niin, että Aurinko tulee kevät­päivän­tasauksena aina Oinaan merkkiin, minkä vuoksi nämä merkit eivät enää nykyisin, toisin kuin antiikin aikana, satu yhteen saman­nimisten tähdistöjen kanssa (katso kuitenkin myös Sideerinen astrologia).
Prekession vuoksi taivaan­kappaleiden tähti­tieteellisten koordi­naattien eli rektaskension ja deklinaation taulukoidut arvot pätevät vain sinä ajan­kohtana eli epookkina, jolle on annettu. Nykyisissä tähti­kartoissa käytetään yleensä epookin J2000.0 eli 1. tammikuuta 2000 mukaisia koordinaatteja. Tähdistöjen rajat on nykyisin kuitenkin kiinteästi määritelty niin, että ne pysyvästi noudattavat epookin 1875.0 mukaisia rektaskensio- ja deklinaatio­ympyröitä, jolloin jokainen tähti pysyy prekessiosta huolimatta samassa tähdistössä niin kauan, kuin ei sen ominaisliike siirrä sitä tähdistö­rajan yli.

Napatähdet eri aikoina

Yksi prekession seurauksista on, että eri tähdet ovat eri aikoina lähellä taivaannapaa. Nykyisin Pohjantähti on erittäin hyvä pohjoisen taivaan­navan merkki, sillä se on varsin kirkas tähti, jonka magnitudi on 2,1 (vaihteleva) ja se sijaitsee vain asteen päässä taivaan­navasta.
Edellinen napatähti oli Beta Ursae Minoris eli Kochab (ß UMi, ß Ursae Minoris), Pienen Otavan toiseksi kirkkain tähti, joka on 16 asteen päässä Pohjan­tähdestä. Se oli napatähtenä noin 1500 eaa – 500 , mutta ei ollut yhtä tarkka kuin Pohjantähti nykyisin. Nykyisin Kochabia ja sen naapuria Pherkadia nimitetään toisinaan "navan vartijoiksi."
Thuban Lohikäärmeen tähdistössä oli napatähtenä noin vuonna 2500 eaa. Se on huomattavasti vähemmän silmiin­pistävä, sillä sen magnitudi on 3,67 eli se on kirkkaudeltaan vain viidesosa Pohjan­tähdestä. Nykyisin sitä keino­valojen vuoksi tuskin voidaan kaupunki­alueilta nähdäkään.
Kirkasta Vegaa Lyyran tähdistössä pidetään usein kaikkien aikojen parhaana pohjoisena napatähtenä. Se oli tässä asemassa noin vuonna 12 000 eaa ja jälleen noin vuonna 14 000, mutta ei koskaan lähempänä kuin viiden asteen päässä navasta.
Kun nykyinen Pohjantähti vuoden 27 800 aikoihin jälleen on napatähtenä, se jää ominais­liikkeensä vuoksi kauemmaksi navasta kuin se on nykyisin. Sen sijaan vuonna 23 600 eaa. se oli nykyistäkin lähempänä taivaan­napaa.
Nykyisin eteläinen taivaan­napa on vaikeasti löydettävissä taivaalta, sillä sen lähistöllä ei ole yhtään kirkasta tähteä. Eteläisenä napa­tähtenä pidetään Sigma Octantista, jonka magnitudi on 5,5, niin että se vain juuri ja juuri näkyy paljain silmin parhaissakaan olo­suhteissa. Tilanne kuitenkin muuttuu vuosien 8000 ja 9000 välillä, jolloin eteläinen taivaannapa kulkee Väärän ristin läpi.
Tilanne näkyy myös tähti­kartalta. Etelänapa on siirtymässä kohti Etelän ristin tähdistöä. Suunnilleen viimeksi kuluneiden 2000 vuoden ajan Etelän risti on osoittanut kohti etelä­napaa. Sen vuoksi tämä tähdistö ei enää näy pohjoisilta subtrooppisilta leveys­asteilta, mutta antiikin Kreikkalaisten aikana se näkyi.

Babylonialaiset

On esitetty monia olettamuksia, joiden mukaan prekessio olisi useissa kulttuureissa tunnettu jo kauan ennen Hipparkhosta. Esimerkiksi Al-Battanin mukaan babylonialaiset tähti­tieteilijät olisivat jo vuoden 330 eaa. aikoihin tehneet eron trooppisen ja sideerisen vuoden välillä ja näin ollen he olisivat periaatteessa tunteneet prekession, vaikkeivät olleetkaan tarkemmin selvillä sen luonteesta. On kuitenkin hyvin kyseen­alaista, tunsivatko kaldealaiset todella eron.

Muinaiset egyptiläiset

Myös muinaisten egyptiläisten on väitetty tunteneen prekession jo kauan ennen Hipparkhosta, mutta tällaiset väitteet ovat yhä kiistanalaisia. On väitetty, että jotkin rakennukset, esimerkiksi Karnakin temppelikompleksi, olisi suunnattu kohti sitä kohtaa horisontissa, jossa tietyt tähdet nousivat tärkeinä ajankohtina vuodesta. Heillä kuitenkin oli tarkka kalenteri, ja jos he merkitsivät muistiin, milloin temppelit oli jälleen­rakennettu, he olisivat voineet helpostikin määrittää likiarvoja prekession nopeudelle. On väitetty, että nimellä Denderan eläinrata tunnetussa Hathorin temppelistä Denderata löydetyssä tähti­kartassa, joka tosin on peräisin vasta Ptolemaiosten ajalta, olisi mainintoja tasaus­pisteiden prekessiosta. (Tompkins 1971) Ei kuitenkaan ole varma, tunsivatko muinaiset egyptiläiset prekession, sillä siitä ei ole mainintoja missään heiltä säilyneessä tähti­tieteellisessä teoksessa.
Michael Rice kuitenkin kirjoitti teoksessaan Egypt's Legacy: "On epävarmaa, tunsivatko muinaiset kansat prekession mekaniikan ennen kuin Hipparkhos Bitynialainen määritteli sen toisella vuosisadalla eaa, mutta öistä taivasta kyllä tarkkailtiin siinä määrin antaumuksella, että ilmiön vaikutukset eivät voineet jäädä heiltä huomaamatta. Ricen mukaan "prekessiolla on perustava merkitys sen ymmärtämiseksi, mikä piti yllä Egyptin kehitystä, jopa siinä äärin, että "tietyssä mielessä Egypti kansallis­valtiona ja Egyptin kuninkaan asema elävänä jumalana olivat seurauksia siitä, kuinka egyptiläiset saivat selville ne tähti­tieteelliset muutokset, jotka prekession aikaansaama taivaan­kappaleiden valtava liike saa aikaan. Ricen mukaan myös se, kuinka tarkoin Gizan pyramidit on suunnattu pää­ilman­suuntien mukaan, on selvä todistus siitä, kuinka tarkkoja tähtitieteellisiä havaintoja Egyptissä tehtiin jo kolmannella vuosi­tuhannella eaa. tai mahdollisesti jo sitäkin ennen, sillä näin tarkoin ilman­suunnat olisi voitu määrittää vain tähtien suuntien perusteella. Ricen käsityksen mukaan uuden valta­kunnan aikana egyptiläiset useita kertoja myös muuttivat temppeliensä suuntaa, kun ne tähdet, joiden aseman mukaisesti ne alkujaan oli rakennettu, olivat prekession vuoksi muuttanut asemaansa.

Mayakalenteri

On väitetty, että mayat olisivat varhain tunteneet prekession ja että mayakalenterin pitkälasku olisi ollut kalibroitu sen mukaan, mutta useimmat mayakulttuurin tutkijat eivät pidä tätä todennäköisenä. Susan Milbrath on kuitenkin väittänyt, että kalenterin pitkä 30 000 vuoden jakso, joka liittyi Plejadeihin olisi ollut yritys laskea tasauspisteiden prekession jakson pituus.

Hipparkhos

Eräät kiistanalaiset tiedot viittaavat siihen, että jo Aristarkhos Samoslainen olisi noin vuonna 280 eaa. tiennyt sideerisen ja trooppisen vuoden poikkeavan toisistaan hieman. Tavallisesti prekession löytäjänä on kuitenkin pidetty kreikkalaista tähti­tieteilijä Hipparkhosta (190–120 BC). Ptolemaioksen Almagest -teoksen mukaan Hipparkhos mittasi Spican ja useiden muiden kirkkaiden tähtien pituusa­steen eli rektaskension. Kun hän vertasi saamiaan tuloksia edeltäjiensä kuten Timokhariin (320–260 eaa) ja Aristilluksen (noin 280 eaa) tuloksiin, hän päätteli, että Spica oli siirtynyt kaksi astetta suhteessa syys­tasaus­pisteeseen. Hän vertasi myös trooppisen ja sideerisen vuoden pituutta (aikaa, jonka kuluttua Aurinko palaa tasauspisteeseen, ja aikaa, jonka kuluttua se on jälleen saman kiintotähden kohdalla) ja havaitsi pienen eron. Hipparkhos päätteli, että tasauspisteet siirtyvät ("prekessoivat") Eläinrataa pitkin ja että prekessiovauhti on ainakin 1° sadassa vuodessa, joten täysi kierros kestää hänen mukaansa enintään 36 000 vuotta.
Jokseenkin kaikki Hipparkhoksen teokset ovat kadonneet, myös hänen tutkielmansa prekessiosta. Ne kuitenkin mainitsee Ptolemaios, joka selitti prekession taivaanpallon pyörimisellä liikkumattoman Maan ympärillä. On todennäköistä että Ptolemaioksen tavoin myös Hipparkhos piti prekessiota maakeskisen maailmankuvan mukaisesti taivaan eikä Maan liikeilmiönä.

Ptolemaios

Ensimmäinen tähtitieteilijä, jonka tiedetään jatkaneen Hipparkhoksen prekessiota koskevia tutkimuksia, oli Ptolemaios ajanlaskumme toisella vuosisadalla. Ptolemaios mittasi Reguluksen, Spican ja muiden kirkkaiden tähtien pituusasteet menetelmällä, joka perustui Kuun asemaan ja muistutti Hipparkhoksen käyttämää, mutta ei edellyttänyt kuunpimennyksiä. Ennen auringonlaskua hän mittasi Auringon ja Kuun välisen longitudisuuntaisen kulman. Auringon laskettua hän mittasi Kuun ja kyseisen tähden välisen kulman. Hän käytti Hipparkhoksen mallia laskeakseen Auringon pituusasteen ja teki korjauksia Kuun liikkeen ja sen parallaksin vuoksi. Ptolemaios vertasi havaintojaan Hipparkhoksen, Menelaos Aleksandrialaisen, Timokhariin ja Agrippan tekemiin. Hän totesi, että Hipparkhoksen ja hänen oman aikansa välisten noin 265 vuoden aikana tähdet olivat siirtyneet 2°40', eli asteen 100 vuodessa (36 kaarisekuntia vuodessa; nykyisin hyväksytty arvo on 50" vuodessa eli aste 72 vuodessa). Hän myös vahvisti, että prekessio vaikuttaa kaikkiin kiintotähtiin, ei ainoastaan lähellä ekliptikaa sijaitseviin, ja hän sai prekessio­jaksolle saman keston, 36 000 vuotta, kuin Hipparkhoskin.

Hipparkhoksen ja Ptolemaioksen havainnot

Hipparkhos kertoi havainnoistaan teoksessa Päivän­seisaus- ja -tasaus­pisteiden siirtymisestä, jota Ptolemaios myöhemmin referoi teoksessaan Almagest, luvuissa III.1 ja VII.2. Hipparkhos mittasi Spica-tähden ekliptisen pituus­asteen kuunpimennysten aikana ja totesi sen sijainneen 6° syys­tasaus­pisteestä länteen. Vertaamalla omia mittauksiaan aleksandrialaisen Timokhariin tuloksiin 200-luvun alusta eaa. hän totesi, että Spican pituusaste oli sillä välin pienentynyt 2°. Samassa luvussa VII.2 kertoo Spicaa ja erästä toista tähteä koskevista tarkemmista mittauksista ja toteaa, että kumpikin oli vuosien 128 eaa ja 139 välisenä aikana siirtynyt 2°:40' ja näin ollen noin 1° vuosisadassa, jolloin voitiin laskea, että täysi kierros kesti 36 000 vuotta, minkä arvon jo Hipparkhos oli Ptolemaioksen mukaan saanut. Ptolemaios mainitsi muidenkin tähtien siirtyneen vastaavalla tavalla. Hän pohti sitäkin mahdollisuutta, että vain lähellä Eläinrataa olevat tähdet siirtyisivät ajan kuluessa. Tätä hän nimitti "ensimmäiseksi hypoteesiksi" (Almagest VII.1), mutta ei kertonut mistään myöhemmästä hypoteesista, jonka Hipparkhos mahdollisesti oli esittänyt. Hipparkhos ilmeisesti ei pohdiskellut asiaa tarkemmin, koska hänen käytettävissään oli vain niukasti vanhempia havaintoja eivätkä nekään olleet kovin luotettavia.
Miksi Hipparkhos tarvitsi kuunpimennystä tähden aseman mittaamiseen? Tasauspisteet eivät näy taivaalla, ja sen vuoksi hän tarvitsi Kuun vertailukohteeksi. Hipparkhos oli jo kehittänyt keinon laskea Auringon pituus­aste millä tahansa hetkellä. Kuunpimennys tapahtuu täydenkuun aikana, jolloin Kuu on oppositiossa. Pimennyksen puoli­välissä Kuun on tarkalleen 180°:n päässä Auringosta. Hipparkhoksen arvellaan mitanneen Spican ja Kuun välisen, pituus­piirin suuntaisen kaaren. Sen arvoon hän lisäsi laskemansa auringon pituus­asteen sekä edelleen Auringon ja Kuun sijaintien erotuksen, joka oli 180°. Samoin hän käsitteli Timokhariin ilmoittamia mittaus­tuloksia. Nämä pimennykset ovat samalla keskeisin lähde, jonka perusteella voidaan päätellä, milloin Hipparkhos teki tutkimuksensa, sillä hänestä ei ole säilynyt paljonkaan elämä­kerrallisia tietoja. Hänen havaitsemansa kuun­pimennykset tapahtuivat 21. huhtikuuta 146 eaa. ja 21. maaliskuuta 135 eaa.
Hipparkhos käsitteli prekessiota myös teoksessaan Vuoden pituudesta. Hänen tutkimuksensa ymmärtämiseksi tarvitaan kaksi vuoden käsitettä. Trooppinen vuosi on aika, jonka kuluttua Aurinko Maasta katsottuna palaa samaan kohtaan ekliptikalla suhteessa päivän­tasaus- tai päivän­seisaus­pisteisiin. Sideerinen vuosi on aika, jonka kuluttua Aurinko palaa samaan kohtaan suhteessa taustalla oleviin tähtiin. Prekession vuoksi tähtien asemat suhteessa päivän­tasaus- ja -seisaus­pisteisiin muuttuvat hieman joka vuosi, minkä vuoksi sideerinen vuosi on pidempi kuin trooppinen. Päivän­tasauksia ja -seisauksia koskevien havaintojen avulla Hipparkhos totesi, että trooppinen vuosi on 365+1/4-1/300 vuorokautta eli 365,24667 vuorokautta. Vertaamalla tätä sideerisen vuoden pituuteen hän laski, että prekessiovauhti oli ainakin 1° vuosisadassa. Jälkeenpäin tästä voidaan laskea, että hänen arvonsa sideeriselle vuodelle oli 365+1/4+1/144 vuorokautta. Esittämällä vain vähimmäisarvion hän mahdollisesti myönsi havaintojen olleen epätarkkoja.
Esittääkseen trooppiselle vuodelle likiarvoja Hipparkhos laati nyttemmin kadonneessa teoksessaan Karkaus­kuukausista ja -päivistä oman luni­solaarisen kalenterinsa tekemällä Metonin ja Kallippoksen laatimiin kalentereihin tarpeelliset muutokset. Tätä kalenteria Ptolemaios käsitteli Almagest'-teoksensa luvissa III.1. Babylonialaisessa kalenterissa oli vuodesta 499 eaa. lähtien ollut 19 vuoden jaksossa 235 kuukautta (mistä oli tehty vain kolme poikkeusta ennen vuotta 380 eaa), mutta siinä ei määritelty päivien lukumäärää. Vuonna 432 eaa. otettiin käyttöön Metonin jakso, jonka mukaan tässä 19 vuoden jaksossa oli 6 940 päivää, jolloin vuoden pituus oli keskimäärin 365+1/4+1/76 eli 365,26316 vuorokautta. Kallippoksen jakso, joka otettiin käyttöön vuonna 330 eaa, oli muutoin sama kuin Metonin jakso, mutta neljän jakson eli 76 vuoden kuluessa jätettiin yksi päivä pois, jolloin vuoden keski­määräiseksi pituudeksi saatiin 365+1/4 eli 365,25 vuorokautta. Hipparkhos jätti vielä yhden päivän pois neljän Kallippoksen jakson eli 304 vuoden kuluessa ja muodosti täten Hipparkhoksen jakson, jossa vuoden pituus oli keski­määrin 365+1/4-1/304 eli 365.24671 vuorokautta, mikä on lähellä hänen trooppiselle vuodelle määrittämäänsä arvoa 365,24667 vuorokautta.
Hipparkhoksen tutkimuksista voidaan tehdä päätelmiä Antikytheran koneen perusteella, joka on 100-luvulla eaa rakennettu tähti­tieteellinen laskukone. Sen mekanismi perustuu aurinko­vuoteen, Metonin jaksoon (19 vuoden jakso, jonka kuluttua Kuu on jälleen samassa kohdassa taivaalla samassa vaiheessaan), Kallippoksen jaksoon (joka on neljä Metonin jaksoa ja tarkempi, Saros-jaksoon sekä Exeligmos-jaksoon (joka on kolme Saros-jaksoa ja jonka avulla pimennykset voidaan varsin tarkoin ennustaa). Antikhyran koneen tutkimukset todistavat, että antiikin aikana käytettiin varsin tarkkoja kalentereja, jotka perustuivat Auringon ja Kuun liikkeiden kaikkiin piirteisiin. Itse asiassa Antikytheran koneen kuumekanismi esittää Kuun liikkeen ja sen vaiheen tiettynä ajanhetkenä neljän hammaspyörän sekä tapin ja raon muodostaman laitteen avulla tavalla, joka osoittaa, että jo tuolloin tiedettiin Kuun liikkuvan nopeammin ollessaan lähimpänä Maata (perigeumissa) kuin olleessaan kauimpana Maasta (apogeumissa). Tämä löytö osoittaa, että Hipparkhoksen matematiikka oli paljon kehittyneempää kuin millaisena Ptolemaios sen kirjoissaan esitti, ja että hän oli kehittänyt hyvän likiarvon Keplerin toiselle laillekin.

Intialaiset

Intialaiset astrologit olivat tietoisia prekessiosta jo ennen ajanlaskumme alkua. Vaikka monet Taxilassa säilytetyt tähtitieteelliset tekstit poltettiin, kun muslimit valloittivat Intian, klassinen teos Suryasiddhanta säilyi ja sisältää tietoja ayana-liikkeistä. Myöhemmässä Suryasiddhantan kommentaarissa 1100-luvulta Bhāskara II kirjoitti: "Suryasiddhantan mukaan sampat kiertää negatiiviseen suuntaan 30 000 kertaa 4320 miljoonaa vuotta kestävän kalpa-aikajakson kuluessa, kun taas Munjāla ja muut sanovat, että ayana kiertää eteenpäin 199 669 kertaa Kalpa-aikajaksossa, ja nämä molemmat pitäisi yhdistää ennen kuin voimme varmistaa deklension, tähtien nousuaikojen eron ja niin edelleen." Nykyisten intialaisten tulkitsijoiden mukaan tässä tarkoitetaan, että prekession jakso saadaan vähentämällä ayanan 199 669 kierroksesta sampaatin 30000 kierrosta, jolloin saadaan 169 669 kierrosta Kalpaa kohti eli yksi kierros 25 461 vuodessa, mikä on lähellä nykyisen käsityksen mukaista arvoa 25 771 vuotta.
Lisäksi Munjalan arvion mukaan ayanan liikkeen jakso on 21 636 vuotta, mikä on lähellä nykyistä arvoa, kun anomalistinen prekessio otetaan huomioon. Jälkimmäisen jakso on nykyisten tietojen mukaan 136 000 vuotta, mutta Bhāskara II:n mukaan se oli 144 000 vuotta, ja sille hän antoi nimen sampat. Hänen mukaan kalpa käsitti 30 000 tällaista jaksoa. Bhāskara II ei antanut mitään nimeä lopulliselle jaksolle, joka saatiin yhdistämällä negatiivinen sampat ja positiivinen ayana. Hänen ilmoittamastaan arvosta voidaan kuitenkin päätellä, että ayana tarkoitti prekessiota sellaisena, että siinä oli otettu huomioon rata- ja anomalistisen presession yhteisvaikutus, ja sampat tarkoitti anomalistista jaksoa, mutta hän määritteli sen päiväntasaukseksi. Hänen terminologiansa on jonkin verran sekavaa, mutta hän itse selvensi sitä Vasanabhashya-kommentaarissaan Siddhanta Shiromani sanomalla, että Suryasiddhanta ei ollut saatavilla ja että hän kirjoitti kuulopuheiden perusteella. Bhāskara II ei esittänyt omia mielipiteitään vaan ainoastaan lainasi Suryasiddhantaa, Mujalaa ja nimeltä mainitsemattomia muita kirjoittajia.
Suryasiddhantassa käsitellään myös trepidaation käsitettä, joka mahdollisesti olisi ollut jopa 27°:n laajuinen, jolloin vuotuinen siirtymä olisi vanhojen kommentaarien mukaan ollut 54", mutta Burgessin mukaan tämäkin olisi alkujaan tarkoittanut syklistä liikettä.

Yu Xi

Yu Xi 300-luvulla oli ensimmäinen kiinalainen tähti­tieteilijä, joka mainitsi prekession. Hän arvioi prekessio­vauhdin olevan noin yksi aste 50 vuodessa.

Keskiaika ja renessanssi

Persialaisessa Maraghehin observatoriossa 1200-luvulla laaditussa teoksessa Zij-i Ilkhani mainitaan tasaus­pisteiden prekession olevan suuruudeltaan 51 kaarisekuntia vuodessa, mikä on varsin lähellä nykyistä arvoa 50,2 kaarisekuntia.
Keskiajalla sekä islamilaiset että latinalaiset kristityt tähti­tieteilijät käsittelivät "trepidaatiota" kiinto­tähtien liikkeenä, joka oli otettava huomioon prekession lisäksi. Tämä teorian esittäjänä on pidetty arabialaista tähti­tieteilijä Thabit ibn Qurraa, mutta nykyiset tutkijat eivät pidä sitä hänen keksimänään. Teoksessaan De revolutionibus orbium coelestium (1543) Nikolaus Kopernikus esitti toisenlaisen selityksen trepidaatiolle. Teos on samalla ensimmäinen, jossa prekessio nimen­omaisesti selitetään Maan akselin liikkeeksi. Kopernikus nimitti prekessiota Maan kolmanneksi liikkeeksi; kaksi muuta olivat sen vuoro­kautinen pyöriminen ja vuotuinen kierto­liike.

Newtonista nykyaikaan

Isaac Newton selitti teoksessaan Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (1687) prekession aiheutuvan Kuun ja Auringon gravitaatiovaikutuksesta. Newtonin alkuperäiset prekessiolle esittämät yhtälöt eivät kuitenkaan toimineet, ja niitä ovat huomattavasti muokanneet Jean le Rond d'Alembert ja myöhemmät tiedemiehet.

Jens Olsenin maailmankello

Jens Olsenin maailmankellossa Kööpenhaminan raatihuoneella on osoitin, joka on ajastettu tekemään yksi kierros yhtä pitkässä ajassa kuin Maan akseli prekession vuoksi palaa entiseen asentoonsa eli yhdessä platonisessa vuodessa. Tämä on hitain ihmisen tekemä esine, joka liikkuu säädetyllä nopeudella.

Syyt

Prekession saa aikaan Auringon, Kuun ja vähäisemmässä määrin muiden taivaan­kappaleiden gravitaatiovaikutus Maahan. Sen selitti ensimmäisenä Isaac Newton.
Maan akselin prekessio on saman tapainen ilmiö kuin pyörivän hyrrän prekessio. Kummassakin tapauksessa vaikuttavat voimat johtuvat gravitaatiosta. Pyörivän hyrrän tapauksessa tämä voima on lähes sen pyörimis­akselin suuntainen. Sen sijaan Maan tapauksessa Auringon ja Kuun aikaan­saamat voimat ovat likimain kohti­suorassa pyörimis­akseliin nähden.
Maa ei ole täydellinen pallo vaan pyörähdysellipsoidi, jonka päivän­tasaajan halkaisija on noin 43 kilometriä suurempi kuin napojen kautta mitattu halkaisija. Maan akselin kaltevuuden vuoksi se puoli tästä pullistumasta, joka on lähempänä Aurinkoa, on suurimman osan vuodessa sivussa keski­pisteestä, joko pohjois- tai etelä­puolella, ja kauempana Auringosta oleva puoli sivussa keski­pisteestä päin­vastaiseen suuntaan. Gravitaatio vaikuttaa lähempänä Aurinkoa olevaan puoleen voimakkaammin, koska se heikkenee etäisyyden kasvaessa, ja tämä ero aiheuttaa pienen vääntö­momentin, kun Aurinko vetää Maan toista puolta puoleensa voimakkaammin kuin toista. Tämän vääntömomentin akseli on likipitäen kohtisuorassa Maan pyörimis­akseliin nähden, ja siksi pyörimis­akseli prekessoi. Jos Maa olisi täydellinen pallo, prekessiota ei olisi.
Tämä keskimääräinen vääntö­momentti on kohti­suorassa siihen suuntaan nähden, mihin Maan pyörimis­akseli on kallistunut poispäin ekliptisestä navasta, ja siksi se ei muuta akselin kaltevuuskulmaa itseään. Vääntö­momentin suuruus vaihtelee sen mukaan, missä suunnassa nämä sijaitsevat Maan akseliin nähden, ja on likipitäen nolla silloin, kun Auringon suunta on kohti­suorassa Maan akseliin nähden.
Samoin kuin Aurinko, vaikuttavat Maahan muutkin taivaan­kappaleet, jotka ovat lähellä ekliptikan tasoa, erityisesti Kuu. Auringon ja Kuun yhteis­vaikutusta sanotaan luni­solaariseksi prekessioksi. Jatkuvasti etenevän prekession lisäksi, joka tekee täyden kierroksen noin 25 000 vuodessa, Aurinko ja Kuu saavat vaihtuvan asemansa vuoksi aikaan myös pienempiä jaksollisia vaihteluja. Näitä vaihteluja, jotka vaikuttavat sekä prekession nopeuteen että akselin kaltevuuteen, sanotaan nutaatioksi. Nutaation tärkeimmän komponentin jakso on 18,6 vuotta ja amplitudi 9,2 kulmaminuuttia.
Lunisolaarisen prekession lisäksi Maahan vaikuttavat myös aurinkokunnan muut planeetat, jotka saavat ekliptikan tasonkin hitaasti pyörimään akselin ympäri, jonka ekliptinen pituus on noin 174° mitattuna kulloisellakin ekliptikalla. Tämä niin sanottu planetaarinen prekessio saa ekliptikan tason kiertymään 0,47 kaarisekuntia vuodessa, mikä on alle sadasosa lunisolaarisesta prekessiosta. Näiden kahden prekession summaa sanotaan yleiseksi prekessioksi.