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13.1: Introducción al Cálculo de Elementos Orbitales
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/13%3A_C%C3%A1lculo_de_Elementos_Orbitales/13.01%3A_Introducci%C3%B3n_al_C%C3%A1lculo_de_Elementos_Orbitales
En los últimos años, el cálculo de las órbitas de asteroides cercanos a la Tierra ha sido un tema de interés para la prensa pública, que probablemente se abalanzará sobre cualquier sugerencia de que l...En los últimos años, el cálculo de las órbitas de asteroides cercanos a la Tierra ha sido un tema de interés para la prensa pública, que probablemente se abalanzará sobre cualquier sugerencia de que las observaciones pudieran haber sido “erróneas” y la órbita “incorrecta” —como si desconocieran que todas las mediciones científicas siempre tienen error asociados con ellos.
15.3: Las ecuaciones del movimiento
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/15%3A_Perturbaciones_especiales/15.03%3A_Las_ecuaciones_del_movimiento
Los componentes x de estos son $\frac{G m_{1}}{\rho_{1}^{2}} \times \frac{x_{1}-x}{\rho_{1}}$ y $\frac{G m_{1}}{r_{1}^{2}} \times \frac{x_{1}}{r_{1}}$ , y así la aceleración adicional de A, en rela...Los componentes x de estos son $\frac{G m_{1}}{\rho_{1}^{2}} \times \frac{x_{1}-x}{\rho_{1}}$ y $\frac{G m_{1}}{r_{1}^{2}} \times \frac{x_{1}}{r_{1}}$ , y así la aceleración adicional de A, en relación con el Sol, en la dirección X es $G m_{1}\left(\frac{x_{1}-x}{\rho_{1}^{3}}-\frac{x_{1}}{r_{1}^{3}}\right)$ , y esto tiene que agregarse ahora al lado derecho de la Ecuación 15.3.2:
1.5: La Solución de Ecuaciones Polinómicas
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/01%3A_M%C3%A9todos_num%C3%A9ricos/1.05%3A_La_Soluci%C3%B3n_de_Ecuaciones_Polin%C3%B3micas
El método Newton-Raphson es muy adecuado para la solución de ecuaciones polinómicas.
16.7: Los Puntos Lagrangianos Equiláteros
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/16%3A_Potencial_equivalente_y_el_problema_restringido_de_tres_cuerpos/16.07%3A_Los_Puntos_Lagrangianos_Equil%C3%A1teros
5.4.4: Laminas Planas Infinitas
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/05%3A_Campo_gravitacional_y_potencial/5.04%3A_Los_campos_gravitacionales_de_diversos_cuerpos/5.4.04%3A_Laminas_Planas_Infinitas
Para el campo gravitacional debido a una lámina plana infinita uniforme, todo lo que uno tiene que hacer es poner $α = \pi /2$ en la Ecuación 5.4.7 o $ω = 2 \pi$ en la Ecuación 5.4.9 para encontrar ...Para el campo gravitacional debido a una lámina plana infinita uniforme, todo lo que uno tiene que hacer es poner $α = \pi /2$ en la Ecuación 5.4.7 o $ω = 2 \pi$ en la Ecuación 5.4.9 para encontrar que el campo gravitacional es Supongamos que la densidad superficial del plano infinito no es uniforme, sino que varía con la distancia en el plano desde algún punto en el plano ya que $σ(r)$ , tenemos que calcular
2.6: La Sección Cónica General
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/02%3A_Secciones_c%C3%B3nicas/2.06%3A_La_Secci%C3%B3n_C%C3%B3nica_General
Así, si primero $x$ se reemplaza por $x + \bar{g} / \bar{c}$ y $y$ con $y + \bar{f}/\bar{c}$ , y luego $x$ se reemplaza el nuevo por $x \cos θ − y \sin θ$ y el nuevo $y$ con\(x \sin θ + y \cos θ...Así, si primero $x$ se reemplaza por $x + \bar{g} / \bar{c}$ y $y$ con $y + \bar{f}/\bar{c}$ , y luego $x$ se reemplaza el nuevo por $x \cos θ − y \sin θ$ y el nuevo $y$ con $x \sin θ + y \cos θ$ , la Ecuación tomará la forma familiar de una sección cónica con su eje mayor o transversal coincidente con el $x$ eje y su centro en el origen.
1.9: Ecuaciones simultáneas no lineales
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/01%3A_M%C3%A9todos_num%C3%A9ricos/1.09%3A_Ecuaciones_simult%C3%A1neas_no_lineales
A pesar de lo que a primera vista puedan parecer algunas Ecuaciones bastante complicadas, se encontrará que el proceso de Newton-Raphson $y = y − F / F^\prime$ , es bastante sencillo de programar, aun...A pesar de lo que a primera vista puedan parecer algunas Ecuaciones bastante complicadas, se encontrará que el proceso de Newton-Raphson $y = y − F / F^\prime$ , es bastante sencillo de programar, aunque, con fines computacionales, $F$ y $F^\prime$ se escriben mejor como
10.6: Elementos de una órbita hiperbólica
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/10%3A_C%C3%B3mputo_de_una_Efem%C3%A9rides/10.06%3A_Elementos_de_una_%C3%B3rbita_hiperb%C3%B3lica
Esto equivale a solo un cambio de nombre, aunque algunos autores tratan $a$ por una hipérbola como un número negativo, porque algunas de las fórmulas, por ejemplo para la velocidad en una órbita\(V^2...Esto equivale a solo un cambio de nombre, aunque algunos autores tratan $a$ por una hipérbola como un número negativo, porque algunas de las fórmulas, por ejemplo para la velocidad en una órbita $V^2 = GM \left( \frac{2}{r} - \frac{1}{a} \right)$ , son entonces idénticas para una elipse y para una hipérbola.
16.3: Fuerza Atractiva Cuadrada Inversa
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/16%3A_Potencial_equivalente_y_el_problema_restringido_de_tres_cuerpos/16.03%3A_Fuerza_Atractiva_Cuadrada_Inversa
9.4: La Primera y Tercera Leyes de Kepler a partir de la Ley de Gravitación de Newton
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/09%3A_El_problema_de_los_dos_cuerpos_en_dos_dimensiones/9.04%3A_La_Primera_y_Tercera_Leyes_de_Kepler_a_partir_de_la_Ley_de_Gravitaci%C3%B3n_de_Newton
El momento angular por unidad de masa $m$ relativa al centro de masa es, $\sqrt{G\mathfrak{M} l_2}$ donde $l_2$ está el recto semi latus de la órbita de $m$ relativo al centro de masa, y es\(\sqrt...El momento angular por unidad de masa $m$ relativa al centro de masa es, $\sqrt{G\mathfrak{M} l_2}$ donde $l_2$ está el recto semi latus de la órbita de $m$ relativo al centro de masa, y es $\sqrt{G\textbf{M} l}$ relativo a $M$ , donde $l$ está el recto semi latus de la órbita de $m$ relativo a $M$ .
3.3: Coordenadas cilíndricas y esféricas
https://espanol.libretexts.org/Fisica/Astronomia_y_Cosmologia/Mec%C3%A1nica_Celestial_(Tatum)/03%3A_Trigonometr%C3%ADa_plana_y_esf%C3%A9rica/3.03%3A_Coordenadas_cil%C3%ADndricas_y_esf%C3%A9ricas
En ese caso, la posición de cualquier pueblo de la Tierra puede expresarse mediante dos coordenadas, la latitud $\phi$ , medida al norte o al sur del ecuador, y la longitud $λ$ , medida hacia el este ...En ese caso, la posición de cualquier pueblo de la Tierra puede expresarse mediante dos coordenadas, la latitud $\phi$ , medida al norte o al sur del ecuador, y la longitud $λ$ , medida hacia el este o hacia el oeste desde el meridiano a través de Greenwich. Esto difiere $\phi^\prime$ en parte porque el campo gravitacional de un esferoide no es el mismo que el de una masa puntual igual en el centro, y en parte porque la plomada se aleja del eje de rotación de la Tierra por la fuerza centrífuga.

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