Precessie - der nachteveningen (sterrekunde), de teruggaande, d.i. Westwaarts gerichte beweging der nachtevenings punten langs de ekliptika, ten bedrage van 50".25 per jaar, of van 1° per 70 jaren ; de nachteveningspunten loopen dus in ongeveer 26000 jaren de ekliptika rond, welk tijdsverloop wel het groote Platonische Jaar wordt genoemd. De p. is ontdekt door Hipparchus (130 v. C.), die bevond, dat de lengte der sterren Spica en Regulus sedert de dagen van zijn voorgangers Timocharis en Aristyllus belangrijk was toegenomen : hij stelde de toename op 1° per eeuw of 36" per jaar. Al Battani (9de eeuw) verbeterde deze waarde tot 55", Tycho Brahe tot 51". De eerste scherpe bepaling der p. werd door Bessel (1818) in de Fundamenta Astronomiae gegeven; de beste moderne behandeling van het vraagstuk der p. dankt men aan Newcomb (Astron.
Papers VIII, 1905). De naam p. — die eigenlijk voortgang beteekent — karakteriseert de door den teruggang van het nulpunt van telling veroorzaakte aangroeiïng van de lengte der sterren. De verklaring van het p.-verschijnsel werd door Newton gegeven als gevolg der algemeene aantrekkingskracht. Het bepaalt zich intusschen niet tot het speciale geval van hier boven, maar treedt in het algemeen bij elke draaiing op, gestoord door een lichaam, dat niet in het vlak der draaiing ligt. De snijlijn van dit vlak met het vlak, waarin zich het storende lichaam beweegt, draait dan steeds „terug”, d.i. Westwaarts, tegen de in het zonnestelsel overheerschende draaiing in, terwijl de hoek der beide vlakken gemiddeld constant blijft. Zoo schuift het vlak der maansbaan, gestoord door de zon, over de ekliptika terug: de t e r u ggang der knoopenlij n, die 19°.3 per jaar bedraagt (zie MAANSBEWEGING).
In een veelal eenvoudiger voorstelling : de pool M van het vlak der maansbaan draait in 18.6 jaren in een cirkel van 5° straal om de ekliptikapool E. Zoo draait E zelve weer om de pool der Jupiterbaan, en tegelijkertijd om de pool der Saturnusbaan — om alleen de twee grootste storende planeten te noemen: de planetaire precessie. Ook de afgeplatte aarde ondergaat een p.-beweging, zoowel door de zon als door de maan : solaire en lunaire p. De lunaire p. is de grootste der twee ; de wiskunde leert, dat het p.-effect evenredig is aan de massa van het storende lichaam en omgekeerd evenredig aan de derde macht van den afstand. Daar de massa der zon 332.000 is, uitgedrukt in die der aarde, de massa der maan Vsii en de verhouding der afstanden van de zon en de maan tot de aarde gemiddeld 389 bedraagt, zoo vindt men voor de verhouding van de lunaire p. tot de solaire de breuk (389 X 389 X 389)/(332.000 x 81)= 2.2 De pool P van den evenaar draait dus om de pool E en, meer dan tweemaal zoo snel, tegelijkertijd om de pool M. Inmiddels draait echter, zooals wij boven reeds zagen, M in 18.6 jaren om de pool E, die zelve ook weer in beweging is. Bovendien zijn al deze bewegingen sterk veranderlijk. Het resultaat is een uiterst samengestelde beweging van de pool P, die men tenslotte kan ontleden in een regelmatig voortgaande draaiing om een vast punt (b.v. de pool E voor het jaar 1850) en een groote reeks van onregelmatige vaak kortperiodische bewegingen.
De laatste heeten alle te zamen nutatie; intusschen wordt hiermede ook wel in het bijzonder de groote onregelmatigheid aangeduid, die daardoor ontstaat, dat de pool P tegelijkertijd om E en om de beweeglijke pool M moet draaien. De regelmatige beweging heet a l gem e e n e p.; zij bedraagt 50".25 per jaar en voert P in ongeveer 26000 jaren om E rond: deze beweging is zóó gericht, dat de afstand der Pool tot de Poolster, die ten tijde van Hipparchus 12° bedroeg, en die thans 11/4° is, voorloopig nog zal afnemen, totdat hij omstreeks 2100 een minimum van 28' zal bereiken, waarna P zich weer langzaam van de Poolster zal gaan verwijderen. Sinds de dagen van Hipparchus is de p. tot 28°.5 opgeloopen, zoodat de teekens van den Dierenriem niet meer, zooals toen, in de gelijknamige maar in de voorafgaande sterrebeelden te vinden zijn.
