歲差常數

德國天文學家貝塞耳第一次精確地定出歲差常數。他根據3,000多顆恆星的觀測資料來確定p1值,研究結果發表於1818年。對曆元 1755.0，他得出 p1=5,034.″05,p=5,017.″61。十九世紀末美國天文學家紐康確定了黃經總歲差p,並在1896年巴黎的國際基本恆星會議上被確認為通用的天文常數之一。對曆元1900.0，紐康得到p=5,025.″64，此值沿用了80年。1976年在國際天文學聯合會第十六屆大會上，通過了對於標準曆元 2000年的新值p=5,029.″0966。如果按紐康的舊值歸算到曆元2000年，應得5,027.″86，這比新值要小1.″24。這是因為在歲差常數中已加上了銀河系自轉的改正值，而且在計算行星歲差時採用了新的行星質量數據。

三十年代提出了編制暗星星表的計劃。暗星星表中的星位將與遙遠的河外星系發生聯繫，從而可以定出恆星相對於河外星系的絕對自行。這樣就有可能更準確地定出歲差常數。1976年國際天文學聯合會的歲差常數將從1984年開始正式使用。現有星表中列出的恆星自行包含歲差常數誤差的影響，所以在採用新的歲差常數以後，必須更改星表中所有恆星的自行值。

鑑於歲差運動繁雜的力學運動計算，不易於理解。筆者將利用大家所熟知的太陽視運動的情況，利用地球公轉週期性時間差對歲差常數做出簡易數學處理。

首先在這裏需要引進兩個參數值，即恆星年和迴歸年。恆星年就是指在我們以地球作為觀測點，觀測到太陽從星區某恆星點開始運行，直到第二次回到該恆星處所需的時間，經精確測定已知該值長為365.256354平太陽日；迴歸年則是指太陽在視運動中沿黃道兩次通過春分點的時間，也就是我們常説“歲實”，經精確測量，該值為365.242199平太陽日；

然後，我們很輕鬆的在比對兩個太陽視運動週期時，發現它們存在着微小的週期差值。而這值差的出現，並不是觀測量的誤差，而是實實在在的反映在太陽視運動過程中。我們不禁要問：是什麼原因導致了這差值的出現？原因就在於地球受到來自星際空間主要是太陽和月球引力的影響，加之本身形狀的因素導致受力不均衡，進而出現了“進動”現象，導致每次週期運動，春分點都會自東向西做出微小移動，因而回歸年的週期與恆星年不等，而由這時間差推導出來的這微小移動，就是我們所要求解的歲差。

最後，由以上內容，我們就可以這樣求解歲差：Δt=T恆星年－T迴歸年=365.256354－365.242199=0.014155平太陽日，由歲差常數p1=360/365.256354*0.014155*3600"=50.22"。

由此，得出歲差常數p1=50.22"的近似值;，與p1=50.27"，僅有0.099%的誤差。