precessione-coni2

La precessione degli equinozi è la lenta variazione di assetto tra il piano dell’equatore  e quello dell’eclittica;  in prima approssimazione si può descrivere come segue.

a) L’asse celeste esegue un movimento rotatorio rispetto all’asse dell’eclittica generando attorno ad essa una superficie conica con vertice al centro della Terra e semiapertura uguale all‘obliquità dell’eclittica ($\simeq\text{23,4}^\circ$)

b) Il polo nord celeste, così come il polo sud, percorrono un cerchio minore attorno al rispettivo polo dell’eclittica, con un periodo di circa $25\,800$ anni. Una delle conseguenze è che la Stella Polare non sarà sempre il riferimento per la ricerca del polo nord celeste; ad esempio, fra $13\,000$ anni la nuova stella di riferimento sarà Vega.

c) I punti equinoziali si spostano lungo l’eclittica di circa $\text{50,3}”$ all’anno in senso retrogrado.

d) La longitudine eclittica di tutte le stelle aumenta di $\text{50,3}”$ all’anno, mentre la loro latitudine rimane pressoché costante.

e) Variano sia l’ascensione retta che la declinazione di ciascuna stella; il grado di variazione annua dipende dalla posizione della stella sulla sfera celeste.

f) L’anno tropico, cioè l’intervallo di tempo compreso tra due passaggi successivi del Sole al punto vernale, è di circa 20 minuti più breve dell’anno siderale, cioè l’intervallo compreso tra due successive congiunzioni equatoriali del Sole rispetto allo sfondo di stelle considerate fisse (20 minuti è il tempo impiegato dal Sole a percorrere $\text{50,3}”$ gradi sull’eclittica). Infatti il Sole nel suo moto apparente annuo lungo l’eclittica si muove in senso diretto (da ovest ad est) mentre il punto vernale si muove in senso retrogrado (da est verso ovest); il punto vernale quindi si muove incontro al Sole, raggiungendolo prima che esso completi il suo giro apparente rispetto alle stelle.  Da qui il termine precessione: il punto vernale precede l’incontro con il Sole.  Questo fenomeno è stato storicamente il primo ad essere notato; esso comporta uno sfasamento di un giorno ogni 72 anni tra l’anno siderale e l’anno tropico legato alle ciclicità delle stagioni ($m$=minuti, $y$anni):

$$\frac{(24\cdot60)m}{20m/y}=72y$$

Come detto, questa descrizione è valida solo in prima approssimazione. Il movimento di precessione in realtà non è uniforme ma è alterato ciclicamente dalla nutazione. Inoltre l’assetto dell’eclittica stessa non è da considerarsi fisso rispetto alle stelle. Se si trascura l’effetto periodico della nutazione, la precessione degli equinozi è un movimento dovuto a due componenti progressive (o secolari): la precessione dell’equatore e la precessione dell’eclittica.

1) Precessione dell’equatore (tradizionalmente chiamata precessione luni-solare). E’ la componente principale, dovuta all’azione gravitazionale del Sole (per 1/3) e della Luna (per 2/3) sullo sferoide terrestre. Le ragioni fisiche che determinano questo movimento sono state spiegate per la prima volta da Newton e sono paragonabili a quelle che provocano la precessione di una trottola. La precessione dell’equatore è il cambiamento di assetto del piano equatoriale rispetto a un’eclittica considerata immobile. Essa fa crescere la longitudine eclittica delle stelle di circa $\text{50,3}”$ all’anno. (vedi Precessione dell’equatore)

2) Precessione dell’eclittica (tradizionalmente chiamata precessione planetaria). E’ una componente molto più piccola rispetto alla precedente ed è causata dalle influenze gravitazionali che i pianeti esercitano sull’assetto dell’eclittica la quale, perciò, non è da considerarsi immobile rispetto alle stelle. La sua lenta variazione di inclinazione e di orientamento provoca un moto diretto del punto vernale lungo l’equatore. La precessione dell’eclittica fa diminuire l’ascensione retta delle stelle di circa $\text{0,12}”$ all’anno.

Simulazione di due cicli di precessione dell’equatore. Il polo nord celeste compie un moto rotatorio attorno al polo nord dell’eclittica.

(Da https://www.orbitsimulator.com)

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