A direcção do eixo de rotação da Terra não se encontra, realmente, fixo no espaço. Ao longo do tempo ele tem um pequeno movimento, precessão, muito parecido com o eixo de um pião a rodar (ver Nutação). Este efeito é provocado principalmente devido à atracção produzida pelo Sol e pela Lua.

    Devido à precessão, o pólo norte celeste (situado perto da estrela a Ursa Menor, ou Polaris) anda à volta do pólo da eclíptica com um período de cerca de 26000 anos. Como consequência, o equinócio vernal (a intersecção do equador com a eclíptica), atrasa-se cerca de 50'' por ano ao longo da eclíptica.

    Até mesmo, o próprio plano da eclíptica também não se encontra fixo no espaço. Devido à força exercida pelos planetas sobre a Terra, este roda suavemente sobre a "linha dos nodos", sendo o valor presente desta rotação de 47'' por século.

    O plano da eclíptica, o do equador e o equinócio vernal, são planos fundamentais e a origem de dois sistemas de coordenadas sobre a esfera celeste: as coordenadas eclípticas (longitude l e latitude b) e as coordenadas equatoriais (ascensão recta a e declinação d). Então, devido à precessão, as coordenadas das estrelas “fixas” estão sempre a ser alteradas.

    Nesta secção, o objectivo é determinar o procedimento que permite converter a ascensão recta a e a declinação d de uma estrela, dadas numa determinada época e equinócio, para os respectivos valores referentes a outra época e equinócio. Ou seja, vai se determinar a Posição Média da estrela, entrando com os efeitos da precessão e do movimento próprio.

    As seguintes fórmulas poderão ser usadas no cálculo da precessão anual em ascensão recta e declinação:

Da = m + n ´ sin(a)tan(d) + m_a

Dd = n ´ cos(a) + m_d

    Para o cálculo de Da o valor usado para n deverá estar em segundos de tempo (^s).