b'\n_START_ARTICLE_\nEcuaci\xc3\xb3n del centro\n_START_PARAGRAPH_\nEn astrodin\xc3\xa1mica, es posible abordar el problema de los dos cuerpos Kepleriano mediante la ecuaci\xc3\xb3n del centro, considerando la diferencia angular entre la posici\xc3\xb3n real de un cuerpo en su \xc3\xb3rbita el\xc3\xadptica y la posici\xc3\xb3n que ocupar\xc3\xada si su movimiento fuera uniforme, en una \xc3\xb3rbita circular del mismo per\xc3\xadodo. Se define como la diferencia entre la anomal\xc3\xada verdadera, \xce\xbd, y la anomal\xc3\xada media, M, y se expresa t\xc3\xadpicamente como una funci\xc3\xb3n de la anomal\xc3\xada media, M y de la excentricidad orbital, e.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nDiscusi\xc3\xb3n\n_START_PARAGRAPH_\nDesde la antig\xc3\xbcedad, el problema de predecir los movimientos de los cuerpos celestes se ha simplificado al reducirlo a uno de un solo cuerpo en \xc3\xb3rbita alrededor de otro. Al calcular la posici\xc3\xb3n del cuerpo alrededor de su \xc3\xb3rbita, a menudo es conveniente comenzar asumiendo un movimiento circular. Esta primera aproximaci\xc3\xb3n es simplemente una velocidad angular constante multiplicada por una cantidad de tiempo. Hay varios m\xc3\xa9todos de proceder para corregir la posici\xc3\xb3n circular aproximada a la producida por el movimiento el\xc3\xadptico, muchos de ellos complejos, y muchos que implican la soluci\xc3\xb3n de la Ecuaci\xc3\xb3n de Kepler. En contraste, la ecuaci\xc3\xb3n del centro es uno de los m\xc3\xa9todos m\xc3\xa1s f\xc3\xa1ciles de aplicar._NEWLINE_En casos de excentricidad orbital peque\xc3\xb1a, la posici\xc3\xb3n dada por la ecuaci\xc3\xb3n del centro puede ser casi tan precisa como cualquier otro m\xc3\xa9todo para resolver el problema. Muchas \xc3\xb3rbitas de inter\xc3\xa9s, como las de los cuerpos en el Sistema solar o las de los sat\xc3\xa9lites artificiales que giran alrededor de la Tierra, tienen casi estas \xc3\xb3rbitas circulares. A medida que la excentricidad se hace mayor y las \xc3\xb3rbitas son m\xc3\xa1s el\xc3\xadpticas, la exactitud de la ecuaci\xc3\xb3n disminuye, fallando por completo en los valores m\xc3\xa1s altos, y por lo tanto, no se usa para tales \xc3\xb3rbitas._NEWLINE_La ecuaci\xc3\xb3n en su forma moderna se puede truncar a cualquier nivel arbitrario de precisi\xc3\xb3n, y cuando se limita a solo los t\xc3\xa9rminos m\xc3\xa1s importantes, puede producir una aproximaci\xc3\xb3n calculada f\xc3\xa1cilmente de la posici\xc3\xb3n verdadera cuando la precisi\xc3\xb3n total no es importante. Tales aproximaciones se pueden usar, por ejemplo, como valores iniciales para soluciones iterativas de la ecuaci\xc3\xb3n de Kepler,\xe2\x80\x8b o en el c\xc3\xa1lculo de tiempos de ajuste, que debido a los efectos atmosf\xc3\xa9ricos no pueden predecirse con mucha precisi\xc3\xb3n._NEWLINE_En la antigua Grecia, en particular Hiparco de Nicea, se conoc\xc3\xada la ecuaci\xc3\xb3n del centro como prostaf\xc3\xa9resis, aunque su comprensi\xc3\xb3n de la geometr\xc3\xada del movimiento de los planetas no era la misma.\xe2\x80\x8b La palabra ecuaci\xc3\xb3n (del lat\xc3\xadn, aequatio, -onis) en el sentido presente proviene de la astronom\xc3\xada. Johannes Kepler utiliz\xc3\xb3 el t\xc3\xa9rmino y lo defini\xc3\xb3 como aquella cantidad variable determinada por el c\xc3\xa1lculo que debe sumarse o restarse del movimiento promedio para obtener el movimiento verdadero. En astronom\xc3\xada, el t\xc3\xa9rmino ecuaci\xc3\xb3n de tiempo tiene un significado similar.\xe2\x80\x8b La ecuaci\xc3\xb3n del centro en su forma moderna se desarroll\xc3\xb3 como parte del an\xc3\xa1lisis de perturbaciones, es decir, el estudio de los efectos de un tercer cuerpo en el movimiento de dos cuerpos.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b'