პრეცესია

პრეცესია () — უძრავი  წერტილის მქონე მყარი სხეულის ისეთი მოძრაობა, რომელიც შედგება სხეულთან უცვლელად დაკავშირებული  ღერძის ირგვლივ  კუთხური სიჩქარით ბრუნვისა და , ღერძის ირგვლივ  კუთხური სიჩქარით ბრუნვისაგან, სადაც , ,  ღერძებია, რომელთა მიმართ სხეულის მოძრაობას განიხილავენ. მათ პირობით უწოდებენ უძრავს, ,  სიბრტყის პერპენდიკულარულ  წრფეს — კვანძთა წრფეს, -ის პრეცესიის კუთხეს. პრეცესიასთან ერთად სხეული ასრულებს აგრეთვე ნუტაციურ მოძრაობას, რომლის დროსაც იცვლება ნუტაციის კუთხე . 

პრეცესიის სქემა
თუ მოძრაობის მთელი დროის განმავლობაში  (ნუტაცია არ არსებობს) და ,  მუდმივი რჩება, მაშინ სხეულის მოძრაობას რეგულარულ პრეცესიას უწოდებენ. ამასთან,  ღერძი პრეცესიის  ღერძის ირგვლივ აღწერს წრიულ კონუსს. ასეთ პრეცესიას ნებისმიერ საწყის პირობებში ასრულებს სიმძიმის ცენტრში დამაგრებული სიმეტრიული სხეული (გიროსკოპი), რომელზედაც დამაგრებული წერტილის მიმართ მომენტის შემქმნელი არავითარი ძალა არ მოქმედებს. ამ შემთხვევაში პრეცესიის ღერძია სხეულის კინეტიკური მომენტის უცვლელი მიმართულება. სიმეტრიული სხეული, რომელიც დამაგრებულია თავისი სიმეტრიის ღერძის ნებისმიერ წერტილში და განიცდის სიმძიმის ძალის ზემოქმედებას (მძიმე გიროსკოპი ან ბზრიალა), ნებისმიერი საწყისი პირობების დროს ვერტიკალური ღერძის ირგვლივ შეასრულებს პრეცესიას, რასაც თან ახლავს ნუტაციური რხევები, რომელთა ამპლიტუდა და პერიოდი მით უფრო ნაკლებია,კ ხოლო სიხშირე მით უფრო მეტია, რაც მეტია საკუთარი ბრუნვის  კუთხური სიჩქარე. როცა , გიროსკოპის ხილული მოძრაობა მცირედ განსხვავდება რეგულარული პრეცესიისაგან. ასეთ პრეცესიას უწოდებენ ფს ევდორეგულარულ პრეცესიას. მძიმე გიროსკოპის ფსევდორეგულარული პრეცესიის კუთხური სიჩქარე დაახლოებით განისაზღვრება ტოლობით: , სადაც  არის გიროსკოპის წონა, a — მანძილი უძრავი წერტილიდან სიმძიმის ცენტრამდე, I — გიროსკოპის ინერციის მომენტი სიმეტრიის ღერძის მიმართ. 

პრეცესია ასტრონომიაში
მინი|პრეცესიის შედეგად სამყაროს ჩრდილოეთი პოლუსის გადაადგილება თანავარსკვლავედებს შორის. ნახაზზე წლების გამომსახველ რიცხვებთან ნიშანი მინუსი აღნიშნავს ეპოქას ჩვ. წ-მდე (გედი, ქნარი, ცეფევსი, ჰერკულესი, პატარა დათვი, გველეშაპი). ამჟამად სამყაროს ჩრდილოეთი პოლუსი პატარა დათვის α-ს ახლოსაა და ამ უკანასკნელს პოლარულ ვარსკვლავს უწოდებენ, 1200 წლის შემდეგ პოლარული ვარსკვლავი იქნება ვეგა (ქნარი α).
დედამიწის ღერძის ნელი მოძრაობა წრიულ კონუსზე, რომლის სიმეტრიის ღერძი ეკლიპტიკის სიბრტყის პერპენდიკულარულია, ხოლო სრული გარემოქცევის პერიოდი დაახლოებით 26000 წელიწადია. ამ მოძრაობისას იცვლება სამყაროს ღერძის მიმართულება და, მაშასადამე, ცის ეკვატორის მდებარეობაც, ამიტომ ეკვატორის ეკლიპტიკასთან გადაკვეთის წერტილები (გაზაფხულის V და შემოდგომის ბუნიობის წერტილები) გადაადგილდება ეკლიპტიკაზე მზის წლიური ხილული მოძრაობის შემხვედრი მიმართულებით 50.3"-ით წელიწადში. ამის გამო ხდება დღეღამტოლობის წინსწრება, რასაც აგრეთვე პრეცესიას უწოდებენ. ამიტომ ტროპიკული წელიწადი 20 წთ და 24 წმ-ით ნაკლებია ვარსკვლავიერ წელიწადზე. პრეცესიის გამო ნელა იცვლება ვარსკვლაკიერი ცის დღეღამური ბრუნვის სურათი — კერძოდ, სამყაროს პოლუსის მდებარეობისა. პრეცესიის გამო მნათობების კოორდინატები განუწყვეტლივ იცვლება: გრძედები წელიწადში 50.3"-ით იზრდება, განედები — კი უმნიშვნელოდ. პრეცესიის მოვლენა აღმოაჩინა ბერმენმა ასტრონომმა ჰიპარქემ ძვ. წ. II საუკუნეში. იგი ახსნა ი. ნიუტონმა მბრუნავი დედამიწის სფეროიდზე მზისა და მთვარის მიზიდულობის ძალების მოქმედების საფუძველზე. ეს ძალები განუწყჯეტლივ იცვლება დედამიწის მიმართ მათი მდებარეობის მიხედვით. ამიტომ V წერტილი გადატანით მოძრაობასთან ერთად, ასრულებს მრავალ მცირე პერიოდულ რხევას — ნუტაციას. V წერტილის პრეცესიული გადაადგილებიდან ≈34" მთვარის მოქმედებაზე მოდის. დედამიწის მოძრაობაში ცთომილთმიერი შეშფოთებები იწვევენ ეკლიპტიკის ორიენტაციის ცვლილებებს. V წერტილის სათანადო გადაადგილებას ეკვატორზე აღმოსავლეთ მიმართულებით ცთომილთმიერი პრეცესია ეწოდება, მთვარე-მზისიერი და ცთომთლთმიერი პრეცესიის გამო მის ერთობლივ გადაადგილებას — საერთო პრეცესია. 

პრეცესიის თეორია XVIII საუკუნეში ძირითადად განავითარეს ჟ. დ'ალამბერმა, პ. ლაპლასმა და ლ. ეილერმა. ძირითადი პრეცესიული სიდიდეების ზუსტი რიცხვითი მნიშვნელობები პირველად ფ. ბესელმა განსაზღვრა დაკვირვებების, საფუძველზე XIX საუკუნის დასაწყისში. ო. სტრუვემ 1841 წელს გამოაქვეყნა მათი ახალი მონაცემები. ყველა სახის პრეცესიული მოძრაობების თეორია დაამუშავა და სათანადო სიდიდეების მნიშვნელობები განსაზღვრა ს. ნიუკომმა XIX საუკუნის ბოლოს. ამ სიდიდეებს აზუსტებენ ცის სხვადასხვა უბანში ვარსკვლავთა საკუთარი მოძრაობების სტატისტიკური ანალიზის საფუძველზე. მათი განსაზღვრის ყველაზე ზუსტი მეთოდი დამყარებულია გალაქტიკების კოორდინატების ცვლილებების გაზომვაზე.

ლიტერატურა

კატეგორია:ცის მექანიკა