Diferència entre revisions de la pàgina «Mecànica celeste»

m
cap resum d'edició
m (Corregit: - utilitzar el '''estirada + utilitzar l{{'}}'''estirada)
m
Usant la llei de Newton de la gravitació, es poden demostrar les [[lleis de Kepler]] pel cas d'una òrbita circular. Les òrbites [[El·lipse|el·líptiques]], [[Paràbola|parabòliques]] i [[Hipèrbola|hiperbòliques]] involucren càlculs més complexos però factibles. En el cas de l'òrbita de dos cossos aïllats, per exemple el Sol i la Terra, trobar la situació en un moment posterior, coneixent prèviament la posició i velocitat de la Terra en un moment inicial, es coneix com el ([[problema dels dos cossos]]) i està totalment resolt, és a dir, hi ha un conjunt de fórmules que permeten fer el càlcul.
 
Si el nombre de cossos implicats és tres o més el problema no està resolt. La solució del [[problema dels n- cossos]] (que és el problema de trobar, donat les posicions inicials, masses, i velocitats de n cossos, les seves posicions per a qualsevol instant) no està resolt per la [[mecànica clàssica]]. Només determinades simplificacions del problema tenen solució general.
 
Els [[Problema dels tres cossos|moviments de tres cossos]] es poden resoldre en alguns casos particulars. El moviment de la [[Lluna]] influït pel [[Sol]] i la [[Terra]] reflecteix la dificultat d'aquest tipus de problemes i va ocupar la ment de molts [[astrònom]]s durant segles.
7.360

modificacions