Ecuación del centro
En astrodinámica, es posible abordar el problema de los dos cuerpos Kepleriano mediante la ecuación del centro, considerando la diferencia angular entre la posición real de un cuerpo en su órbita elíptica y la posición que ocuparía si su movimiento fuera uniforme, en una órbita circular del mismo período. Se define como la diferencia entre la anomalía verdadera, , y la anomalía media, , y se expresa típicamente como una función de la anomalía media,  y de la excentricidad orbital, .

Discusión
Desde la antigüedad, el problema de predecir los movimientos de los cuerpos celestes se ha simplificado al reducirlo a uno de un solo cuerpo en órbita alrededor de otro. Al calcular la posición del cuerpo alrededor de su órbita, a menudo es conveniente comenzar asumiendo un movimiento circular. Esta primera aproximación es simplemente una velocidad angular constante multiplicada por una cantidad de tiempo. Hay varios métodos de proceder para corregir la posición circular aproximada a la producida por el movimiento elíptico, muchos de ellos complejos, y muchos que implican la solución de la Ecuación de Kepler. En contraste, la ecuación del centro es uno de los métodos más fáciles de aplicar.

En casos de excentricidad orbital pequeña, la posición dada por la ecuación del centro puede ser casi tan precisa como cualquier otro método para resolver el problema. Muchas órbitas de interés, como las de los cuerpos en el Sistema solar o las de los satélites artificiales que giran alrededor de la Tierra, tienen casi estas órbitas circulares. A medida que la excentricidad se hace mayor y las órbitas son más elípticas, la exactitud de la ecuación disminuye, fallando por completo en los valores más altos, y por lo tanto, no se usa para tales órbitas.

La ecuación en su forma moderna se puede truncar a cualquier nivel arbitrario de precisión, y cuando se limita a solo los términos más importantes, puede producir una aproximación calculada fácilmente de la posición verdadera cuando la precisión total no es importante. Tales aproximaciones se pueden usar, por ejemplo, como valores iniciales para soluciones iterativas de la ecuación de Kepler, o en el cálculo de tiempos de ajuste, que debido a los efectos atmosféricos no pueden predecirse con mucha precisión.

En la antigua Grecia, en particular Hiparco de Nicea, se conocía la ecuación del centro como prostaféresis, aunque su comprensión de la geometría del movimiento de los planetas no era la misma. La palabra ecuación (del latín, aequatio, -onis) en el sentido presente proviene de la astronomía. Johannes Kepler utilizó el término y lo definió como aquella cantidad variable determinada por el cálculo que debe sumarse o restarse del movimiento promedio para obtener el movimiento verdadero. En astronomía, el término ecuación de tiempo tiene un significado similar. La ecuación del centro en su forma moderna se desarrolló como parte del análisis de perturbaciones, es decir, el estudio de los efectos de un tercer cuerpo en el movimiento de dos cuerpos.

Expansión en serie

En el movimiento kepleriano, las coordenadas del cuerpo vuelven a los mismos valores con cada órbita, que es la definición de una función periódica. Dichas funciones se pueden expresar como series de cualquier variable angular con crecimiento continuo, y la variable de mayor interés es la anomalía media, . Debido a que aumenta de manera uniforme con el tiempo, expresar cualquier otra variable como una serie en la anomalía media es esencialmente lo mismo que expresarlo en términos del tiempo. Cuando la excentricidad  de la órbita tiene un valor pequeño, los coeficientes de la serie se pueden desarrollar en términos de potencias de . Téngase en cuenta que, si bien estas series se pueden presentar en forma truncada, en realidad representan una suma de un número infinito de términos.

La serie para , la anomalía verdadera, se puede expresar de manera más conveniente en términos de ,  y una función de Bessel de primera especie,
 

donde

  es la función de Bessel y

 

El resultado está en radianes.

Las funciones de Bessel se pueden ampliar en potencias de  en la forma
 

y  por,
 

Sustituyendo y reduciendo, la ecuación para  se vuelve (truncada en el orden ),
 

y según la definición, llevando  hacia el lado izquierdo de la expresión,

da la ecuación del centro.

Esta ecuación se deduce a veces de una manera alternativa y se presenta en términos de potencias de  con coeficientes en funciones de  (truncadas en el orden ),
 
que es idéntica a la fórmula anterior.

Para  pequeña, la serie converge rápidamente. Si  excede 0.6627..., diverge para algunos valores de , efecto descubierto por Pierre-Simon Laplace.

Ejemplos

Véase también
 Mecánica celeste
 Problema de los dos cuerpos gravitacional
 Órbita de Kepler
 Problema de Kepler
 Problema de los dos cuerpos

Referencias

Lecturas adicionales
Marth, A. (1890). On the computation of the equation of the centre in elliptical orbits of moderate eccentricities. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 50, p. 502. Gives the equation of the center to order e10.
Morrison, J. (1883). On the computation of the eccentric anomaly, equation of the centre and radius vector of a planet, in terms of the mean anomaly and eccentricity. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 43, p. 345. Gives the equation of the center to order e12.
Morrison, J. (1883). Errata. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 43, p. 494.

Órbitas
En astrodinámica , es posible abordar el problema de los dos cuerpos Kepleriano mediante la ecuación del centro , considerando la diferencia angular entre la posición real de un cuerpo en su órbita elíptica y la posición que ocuparía si su movimiento fuera uniforme , en una órbita circular del mismo período . Se define como la diferencia entre la anomalía verdadera , , y la anomalía media , , y se expresa típicamente como una función de la anomalía media , y de la excentricidad orbital , \ . Discusión Desde la antigüedad , el problema de predecir los movimientos de los cuerpos celestes se ha simplificado al reducir lo a uno de un solo cuerpo en órbita alrededor de otro . Al calcular la posición del cuerpo alrededor de su órbita , a menudo es conveniente comenzar asumiendo un movimiento circular . Esta primera aproximación es simplemente una velocidad angular constante multiplicada por una cantidad de tiempo . Hay varios métodos de proceder para corregir la posición circular aproximada a la producida por el movimiento elíptico , muchos de ellos complejos , y muchos que implican la solución de la Ecuación de Kepler . En contraste , la ecuación del centro es uno de los métodos más fáciles de aplicar . En casos de excentricidad orbital pequeña , la posición dada por la ecuación del centro puede ser casi tan precisa como cualquier otro método para resolver el problema . Muchas órbitas de interés , como las de los cuerpos en el Sistema solar o las de los satélites artificiales que giran alrededor de la Tierra , tienen casi estas órbitas circulares . A medida que la excentricidad se hace mayor y las órbitas son más elípticas , la exactitud de la ecuación disminuye , fallando por completo en los valores más altos , y por lo tanto , no se usa para tales órbitas . La ecuación en su forma moderna se puede truncar a cualquier nivel arbitrario de precisión , y cuando se limita a solo los términos más importantes , puede producir una aproximación calculada fácilmente de la posición verdadera cuando la precisión total no es importante . Tales aproximaciones se pueden usar , por ejemplo , como valores iniciales para soluciones iterativas de la ecuación de Kepler , o en el cálculo de tiempos de ajuste , que debido a los efectos atmosféricos no pueden predecir se con mucha precisión . En la antigua Grecia , en particular Hiparco de Nicea , se conocía la ecuación del centro como prostaféresis , aunque su comprensión de la geometría del movimiento de los planetas no era la misma . La palabra ecuación ( del latín , aequatio , -onis ) en el sentido presente proviene de la astronomía . Johannes Kepler utilizó el término y lo definió como aquella cantidad variable determinada por el cálculo que debe sumar se o restar se del movimiento promedio para obtener el movimiento verdadero . En astronomía , el término ecuación de tiempo tiene un significado similar . La ecuación del centro en su forma moderna se desarrolló como parte del análisis de perturbaciones , es decir , el estudio de los efectos de un tercer cuerpo en el movimiento de dos cuerpos . Expansión en serie En el movimiento kepleriano , las coordenadas del cuerpo vuelven a los mismos valores con cada órbita , que es la definición de una función periódica . Dichas funciones se pueden expresar como series de cualquier variable angular con crecimiento continuo , y la variable de mayor interés es la anomalía media , \ . Debido a que aumenta de manera uniforme con el tiempo , expresar cualquier otra variable como una serie en la anomalía media es esencialmente lo mismo que expresar lo en términos del tiempo . Cuando la excentricidad de la órbita tiene un valor pequeño , los coeficientes de la serie se pueden desarrollar en términos de potencias de \ . Téngase en cuenta que , si bien estas series se pueden presentar en forma truncada , en realidad representan una suma de un número infinito de términos . La serie para , la anomalía verdadera , se puede expresar de manera más conveniente en términos de , y una función de Bessel de primera especie , donde es la función de Bessel y El resultado está en radianes . Las funciones de Bessel se pueden ampliar en potencias de en la forma y por , Sustituyendo y reduciendo , la ecuación para se vuelve ( truncada en el orden ) , y según la definición , llevando hacia el lado izquierdo de la expresión , da la ecuación del centro . Esta ecuación se deduce a veces de una manera alternativa y se presenta en términos de potencias de con coeficientes en funciones de ( truncadas en el orden ) , que es idéntica a la fórmula anterior . Para pequeña , la serie converge rápidamente . Si excede6627 ... , diverge para algunos valores de , efecto descubierto por Pierre-Simon Laplace . Ejemplos Vea se también Mecánica celeste Problema de los dos cuerpos gravitacional Órbita de Kepler Problema de Kepler Problema de los dos cuerpos Referencias Lecturas adicionales Marth , A. On the computation of the equation of the centre in elliptical orbits of moderate eccentricities . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Vol. p . 502 . Gives the equation of the center to order e10 . Morrison , J. On the computation of the eccentric anomaly , equation of the centre and radius vector of a planet , in terms of the mean anomaly and eccentricity . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Vol. p . 345 . Gives the equation of the center to order e12 . Morrison , J. Errata . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Vol. p. 494 . Órbitas