5
het koppel nul is, dan is het duidelijk, dat de precessioneele be
weging niet constant kan zijn; ze vertoont een deels eenparig, deels
sinusoïdaal verloop met een periode van een half jaar.
Ook de aantrekkingskracht, uitgeoefend door de maan, heeft een
precessioneele beweging tengevolge, waarin om soortgelijke rede
nen perioden zijn te onderscheiden. Bij de maan is de situatie ove
rigens nog iets gecompliceerder, doordat het vlak van de maanbaan
niet samenvalt met het ecliptica-vlak, doch daarmee een hoek van
5,5° maakt en een beweging uitvoert, waarbij de normaal op het
vlak van de maanbaan in 18,6 jaar een kegelmantel om de normaal
op het eclipticavlak beschrijft. De aardas zal dus met de normaal
op het vlak van de maanbaan niet een constanten hoek maken, doch
een hoek, welke tusschen 23,5° 5,5° en 23,5° 5,5° varieert.
Het gevolg is, dat de precessioneele beweging een duidelijke periode
van 18,6 jaar vertoont.
De aantrekkingskracht, welke door de planeten wordt uitge
oefend, heeft een verandering in den stand niet van het equator-
vlak, doch van het eclipticavlak en dus van de eclipticapool ten
gevolge.
Onder den invloed van al deze krachten voert de aarde dus een
precessioneele beweging uit, waarvan het grootste deel niet-perio-
diek is, terwijl een ander deel perioden vertoont.
Het niet-periodieke deel van de beweging, dat in een machtreeks
naar den tijd kan worden uitgedrukt, wordt „precessie" genoemd.
Het periodieke gedeelte, dat een zeer samengestelde sinusoïde is
met in totaal een twintigtal perioden, waarvan in het voorgaande
slechts een paar van de belangrijkste werden besproken, is de „nu-
tatie". Voorloopig bepalen we ons tot het eerste gedeelte, de pre
cessie.
In fig. 2 stellen C0 en P0 de polen van resp. de ecliptica en den
equator voor op een bepaald moment (b.v. 1950,0), terwijl C en P
deze polen voorstellen T eeuwen later, „verschoven" door de pre
cessie; L0 en L stellen voor de beide standen van het lentepunt, d.i.
het snijpunt van de ecliptica en den equator, dus een punt op 90°
afstand van hun polen.
Van de plaats van waarneming is Zo het zenith, Z0 P0 de meri
diaan en de afstand Z0 P0 de poolafstand complement van de
geografische breedte) <p'
De hoek r, welken de meridiaan van het lentepunt Po Lo maakt
met die van de plaats van waarneming, is de uurhoek van het len
tepunt, dus gelijk aan den localen siderisch en of sterretijd.
Daar in de figuur ook Z P L r en P Z— <p', is Z het zenith van
dezelfde plaats van waarneming op hetzelfdemoment sideri-
schen tijd, doch T eeuwen later.
De stand van PL ten opzichte van Po Po wordt gegeven door de
drie in de figuur aangegeven grootheden £o. 6 en Newcomb
(„A compendium of spherical astronomy") geeft hiervoor de vol
gende reeksen:
