vignette|Mouvement de précession (flèche blanche au niveau du pôle).
La précession des équinoxes est le décalage progressif des directions par rapport au point vernal dans lesquelles sont vues les étoiles à raison du lent changement de direction de l'axe de rotation de la Terre. Ce changement de direction correspond à une rotation conique complète, comme l'axe d'une toupie, tous les environ.
Ce phénomène avait déjà été remarqué dès les Babyloniens, mais il n'a été expliqué qu'après la compréhension des forces de marées qui s'exercent sur la Terre et l’étude du mouvement des toupies par la mécanique du solide, au .
Description du phénomène
Ce phénomène consiste en la variation de la direction de l'axe de rotation de la Terre selon un cycle d'environ .
Ce phénomène a notamment comme conséquence que d'un siècle à l'autre, à la même date et à la même heure, les étoiles ne sont pas vues dans la même direction. Plus précisément, le point vernal se déplace le long de l’écliptique d’environ par siècle.
Ce changement de direction est provoqué par le couple qu'exercent les forces de marées de la Lune et du Soleil sur le renflement équatorial de la Terre. Ces forces tendent à amener l'excès de masse présent à l'équateur vers le plan de l'écliptique. La Terre étant en rotation, ces forces ne peuvent changer l'angle entre l'équateur et l'écliptique, mais provoquent un déplacement de l'axe de rotation de la Terre dans une direction perpendiculaire à cet axe et au couple (on trouvera une explication plus rigoureuse, ainsi qu’une démonstration mathématique, à l’article précession). En négligeant les petites perturbations agissant sur ce déplacement (par exemple, la nutation), l'axe de la Terre décrit la surface d'un cône ou « entonnoir » d'axe perpendiculaire au plan de l'écliptique (portant dans l'espace la trace de la trajectoire de la Terre autour du Soleil), à la manière de l'axe d'une toupie posée sur une table (qu'on voit tourner autour de la verticale).
Ce mouvement déplace l'orientation de l'axe des pôles par rapport aux étoiles et il en résulte que, au fil des millénaires, l'étoile polaire (repérant à peu près la direction du nord géographique) n'est plus toujours la même. Le mouvement de l'axe des pôles terrestres entraîne avec lui le plan de l'équateur (qui lui est perpendiculaire), et, par conséquent, le point vernal (ou point équinoxial, indiquant la direction du Soleil à l'équinoxe de printemps) précède chaque année sa position antérieure sur l'écliptique, par rapport au sens de l'orbite terrestre autour du Soleil. Pour cette raison, ce mouvement est appelé précession des équinoxes. Ainsi, le point équinoxial effectue, dans le sens inverse de la rotation de la Terre autour du Soleil, un tour complet de l'écliptique en environ, et durant ce même temps l'axe de la Terre décrit un cône complet.
Une des conséquences de ce déplacement est le changement de position des étoiles sur la sphère céleste dans le système de coordonnées équatoriales. En ce début de , dans l'hémisphère Nord, l'étoile polaire (avec une minuscule), c'est-à-dire l'étoile brillante la plus proche du pôle Nord céleste, est α Ursae Minoris (m = 1,97), autrement appelée Polaris (la Polaire en latin), ou l'étoile Polaire (avec une majuscule). Dans le passé, vers 2800 , c'était l'étoile α Draconis (Thuban) qui servait d'étoile polaire, mais elle était beaucoup moins lumineuse que l'étoile Polaire. Par contre, dans environ , Alpha Cygni (Deneb, 1,25), puis dans environ , la très brillante Alpha Lyrae (Véga, 0,03), seront chacune à leur tour l'étoile polaire boréale, avec cependant un écart angulaire d'au moins . Dans l'hémisphère sud, il y a peu d'étoiles visibles à l'œil nu près du pôle céleste. L'étoile polaire australe actuelle est Sigma Octantis, autrement appelée Polaris Australis (la Polaire australe), de . Dans environ , ce sera au tour d'Eta Columbae (m = 4) d'être au plus proche du pôle Sud céleste, dont elle est actuellement au plus éloigné.
Comme l'orbite de la Lune est inclinée par rapport au plan de l'écliptique, l'action de la Lune vient légèrement perturber la précession en y ajoutant de petites oscillations dont la période est de . Cet effet s'appelle la nutation.
À cause de la précession des équinoxes, la durée du cycle des saisons (année tropique) est d'environ plus courte que la durée nécessaire à la Terre pour occuper la même position par rapport aux étoiles (année sidérale). Cette différence est importante pour les calendriers et leurs règles concernant les années bissextiles.
Détails scientifiques Selon le polynôme du donné par Capitaine, Wallace et Chapron en 2003. pour la précession cumulée, la valeur au de la vitesse de précession (soit la première dérivée de la précession cumulée) était de par an, soit environ tous les et en . Toutefois, la vitesse de précession n'est pas constante : actuellement, elle est légèrement croissante avec le temps (elle valait, par exemple, d'arc par an le et d'arc par an le , soit un accroissement (dit « séculaire ») de d'arc par siècle). Ce terme d'accroissement n'est cependant lui-même pas constant dans le temps : il croît très légèrement actuellement et varie avec une période d'environ , la même durée que celle de la variation de l'obliquité de l'axe de la Terre (un mouvement perpendiculaire à la précession), qui oscille entre et , soit une amplitude de près de 2,5°. La valeur de l'obliquité « moyenne » au janvier de l' était de , selon le modèle de Laskar (1986), ou de 23° 26′ 21,406″, selon le modèle astronomique plus récent P03, recommandé par l'IMCCE et l'AIU depuis 2006 ; selon le premier modèle (Laskar1986), cette valeur était de au janvier 2019, ou de , selon le modèle plus récent P03 susmentionné ; elle continue de diminuer de d'arc par siècle. L'obliquité « vraie » est l'obliquité moyenne corrigée de la nutation en obliquité due à l'action de la Lune, avec une période , oscillant entre +9,2″ et -9,2″ ; la nutation en obliquité valait -4,713″ en 2019, selon le modèle AIU2000 ; l'obliquité vraie au janvier 2019 était donc de , selon Laskar 1986 et IAU2000, ou de , selon P03 et IAU2000. Cette diminution de d'arc par an a comme effet un déplacement annuel de quelque des tropiques vers l'équateur et des cercles polaires vers les pôles sur la surface de la Terre (la variation due à la nutation n'étant pas prise en compte, dont l'amplitude de vers le nord et vers le sud couvre de loin cet effet qui ne devient effectif qu'au bout de ).
La valeur de l'obliquité moyenne était, en chiffres ronds, de 23° 30′ au janvier de l'an 1533 (le modèle astronomique P03 donne très précisément 23° 29′ 59,909″ pour cette date, la valeur exacte de 23° 30′ 00,000″ ayant été atteinte, selon ce modèle, peu auparavant, soit le à ). Dans une lettre de , l'astronome allemand Regiomontanus (Johannes Müller von Königsberg 1436-1476) reconnaît que les astronomes italiens Paolo Toscanelli (1397-1482) et Leon Battista Alberti (1404-1472) avaient déjà obtenu justement cette valeur lors de mesures annuelles faites durant les années 1440 à 1470 à Florence. Ces mesures ont été répétées avec une finesse accrue grâce au gnomon établi dès 1468 par Paolo Toscanelli à de haut dans la coupole (construite entre 1420 et 1436 par Filippo Brunelleschi) de la cathédrale Santa Maria del Fiore, permettant une remarquable précision de mesures de la hauteur du Soleil (et par conséquent de sa déclinaison) lors du solstice d'été à 2″ d'arc près, mesures possibles seulement entre le et le . Pourtant, en 1588, Tycho Brahe dans son , donne encore , qui était précisément la valeur de l'obliquité auparavant, soit le 18 juillet de l'an 1468 à , selon le modèle P03.
Application numérique Pour passer de l'année sidérale à l'année tropique il faut retrancher 365,25/25769 jour puisque le point équinoxial revient à la même position par rapport aux étoiles au bout de cette période de 25769 ans : 365,2564(1-1/25769)=365,2422.
Histoire de la découverte Dès la préhistoire, les humains disposaient de dispositifs permettant de mesurer l'équinoxe, ce qui devait aussi leur permettre de mesurer la précession des équinoxes , , p. 36..
Les premières mesures de la précession des équinoxes sont attribuées aux astronomes babyloniensDes Dieux, des tombeaux, des savants, de l'archéologue C. W. Ceram. Les astronomes babyloniens Nabu-rimanni (en 508 av. J.-C.) et Kidinnu (en 375 av. J.-C.) faisaient commencer leur zodiaque à respectivement 10° et 8° du point vernal alors qu'à leurs époques respectives la longitude sidérale (en considérant qu'Aldébaran se situait à 15° du signe du Taureau) du point vernal était réellement de 10° et 8° du Bélier.. Au début du , l'allemand Schnabel attribua également la compréhension du mouvement de précession à l'astronome babylonien Kidinnu Schnabel P., , Leipzig-Berlin, Teubner, 1923. Neugebauer O., , , (1950), ., mais faute de modèle héliocentrique, il est probable que les babyloniens n'aient pas été en mesure d'expliquer leurs observations. Pour la même raison, l'affirmation de l'égyptologue René Adolphe Schwaller de Lubicz selon laquelle les anciens Égyptiens comprenaient cette précession est controverséeLe moulin de Hamlet (1969 ; trad. 2011), un livre de Giorgio de Santillana et Hertha von Dechend, a proposé une relecture de toutes sortes de mythes comme l'expression archaïque de cette découverte. Robert Bauval et divers auteurs de pseudohistoires ont donné de nouveaux développements à ce sujet.. Théon d'Alexandrie () rapporte que des « astrologues anciens » auraient soutenu l'explication selon laquelle le mouvement du ciel (s'arrête et) s'inverse.
Le phénomène de la précession était en revanche inconnu des Grecs avant Hipparque, puisque tous recopièrent sans cesse des positions astronomiques périmées depuis longtempsMarie Delclos, op. cité, .. On pense qu'Hipparque a découvert ce phénomène aux environs de 130 En comparant ses mesures de la position de Alpha Virginis (Spica), une étoile proche de l'écliptique, par rapport au point vernal avec celles effectuées par les astronomes des siècles précédents, comme Timocharis d'Alexandrie et les astronomes babyloniens et chaldéens, il montra que le point vernal s'était déplacé de 2° par rapport à α Virginis. Il montra aussi que ce mouvement concernait aussi d'autres étoiles et valait au moins 1° par siècleLe livre d'Hipparque (Du changement des solstices et des équinoxes printanières) ne nous est pas parvenu. Nous en connaissons partiellement le contenu par l'intermédiaire de Ptolémée. Claude Ptolémée, Almageste, , trad. Nicolas Halma, 1813-1817.. Pour expliquer le phénomène, Hipparque aurait considéré, puis rejeté, l'hypothèse selon laquelle seules les étoiles des constellations zodiacales, mais non toutes, se meuvent à la manière des planètes.
On croit aussi que les Aztèques avaient calculé le cycle des environ qui correspond à la précessionLa grande encyclopédie de l'espace, 2002, ..
Au , Nasr Eddin Tusi avait calculé une valeur de 51″ par an pour la précession des équinoxes, ce qui est remarquable de précision.
Joseph-Alphonse Adhémar, James Croll et Milutin Milanković ont eu le mérite de proposer une correspondance entre ces cycles astronomiques et leurs combinaisons, et les variations climatiques terrestres (voir Paramètres de Milanković).
Mention dans la littérature Dans La Machine à explorer le temps de H. G. Wells, l'observateur du temps mène sa machine en l'an 802 701 et, contemplant le ciel étoilé, est surpris de penser que le cycle complet de précession ne s'est accompli en ce temps énorme que quelques dizaines de fois.