Fotografía de página completa3.1.2 Un modelo con efectos de dinámica de fluidos. En un enfoque...
19
Transcript of Fotografía de página completa3.1.2 Un modelo con efectos de dinámica de fluidos. En un enfoque...
3. C
ompu
taci
ón y
grá
fica
s.
3.1
Mov
imie
nto
rela
tivi
sta
de la
est
rell
a S2
. 3.
1.1
El m
odel
o la
gran
gian
o re
lati
vist
a.
La
estr
ella
S2
gira
en
órbi
ta a
lred
edor
del
cen
tro
de la
gal
axia
, que
es
un o
bjet
o su
per-
mas
ivo,
de
más
de
4.3
mil
lone
s de
mas
as s
olar
es. E
s un
a de
var
ias
estr
ella
s qu
e or
bita
n al
rede
dor
del
cent
ro d
e la
gal
axia
en
unos
poc
os a
ños,
de
man
era
que
sus
órbi
tas
son
com
plet
amen
te
obse
rvab
les.
Sin
em
barg
o, lo
s da
tos
expe
rim
enta
les,
incl
uido
s en
las
Ecs
. (31
) de
la S
ecci
ón
2, n
o so
n m
uy p
reci
sos.
El c
álcu
lo n
umér
ico
se ll
evó
a ca
bo m
edia
nte
la e
cuac
ión
rela
tivi
sta
para
un
cuer
po
��
= �
��
�� (�� (
�� .�)
� –
r )
(
36)
tal c
omo
se o
btie
ne a
par
tir
del l
agra
ngia
no r
elat
ivis
ta
L
= −
��
� +
��
�
�
(
37)
dond
e γ
es e
l fac
tor
rela
tivi
sta
Los
cál
culo
s se
lle
varo
n a
cabo
en
coor
dena
das
cart
esia
nas
y en
uni
dade
s de
l S
.I.
A
un
cuan
do l
as d
ista
ncia
s po
seen
mag
nitu
des
de v
aria
s po
tenc
ias
de 1
0, é
ste
es p
or m
ucho
la
form
a m
ás c
lara
par
a ev
itar
las
osc
uras
uni
dade
s em
plea
das
en a
stro
nom
ía.
Los
rad
ios
orbi
tale
s m
ínim
o y
máx
imo
(per
iast
ro y
apa
stro
) se
obt
iene
n a
part
ir d
el s
emie
je m
ayor
ex
peri
men
tal a
med
iant
e
Tab
la 1
: P
arám
etro
s de
la ó
rbit
a es
tela
r de
S2
(var
ios
cálc
ulos
y e
xper
imen
tal)
.
Se
ha t
omad
o al
per
iast
ro c
omo
punt
o in
icia
l pa
ra e
l cá
lcul
o or
bita
l. L
a ve
loci
dad
inic
ial
es
en u
na a
prox
imac
ión
no r
elat
ivis
ta:
Las
cor
rida
s de
pru
eba
mos
trar
on q
ue e
l pe
ríod
o de
la
órbi
ta T
es
sens
ible
a l
a ve
loci
dad
inic
ial.
Por
lo t
anto
, se
sel
ecci
onar
on c
uatr
o va
lore
s pa
ra v
0 (v
er T
abla
1)
y se
ext
rajo
el
perí
odo
de l
a ór
bita
de
la s
oluc
ión
num
éric
a. E
l te
rcer
val
or e
s el
que
más
se
apro
xim
a al
va
lor e
xper
imen
tal d
e T
= 1
5.56
año
s, y
se
tom
ó co
mo
valo
r de
refe
renc
ia. N
o re
sult
a po
sibl
e ha
cer
coin
cidi
r ta
nto
T c
omo
el r
max
del
apa
stro
con
los
val
ores
exp
erim
enta
les
a pa
rtir
del
m
ism
o va
lor
de v
.
Las
tray
ecto
rias
X(t
) y Y
(t) d
e la
est
rell
a S
2 se
repr
esen
taro
n gr
áfic
amen
te e
n la
Fig
. 1. D
ebid
o al
ele
vado
val
or d
e el
ipti
cida
d, la
vel
ocid
ad o
rbit
al e
n el
per
iast
ro e
s m
ucho
may
or q
ue e
n el
ap
astr
o, y
la
tray
ecto
ria
X c
ambi
a br
usca
men
te d
e di
recc
ión.
Lo
mis
mo
pued
e ob
serv
arse
a
part
ir d
e la
grá
fica
de
las
com
pone
ntes
de
la v
eloc
idad
(Fi
g. 2
), d
onde
tan
to
X˙
com
o Y
˙ m
uest
ran
agud
os p
icos
en
el p
eria
stro
. E
l m
omen
to a
ngul
ar r
elat
ivis
ta s
e en
cuen
tra
en
dire
cció
n Z
, y
vien
e da
do p
or
L
Z,r
el =
γm
|�
× �
| z =
γm
(X
�� –
Y��
)
(42
)
dond
e m
es
la m
asa
de S
2, e
quiv
alen
te a
15
mas
as s
olar
es. E
l mom
ento
ang
ular
no
rela
tivi
sta
es
la
Ec.
(4
2)
sin
el
fact
or
γ.
Am
bos
se
repr
esen
taro
n gr
áfic
amen
te
en
la
Fig.
3.
S
e ob
serv
a qu
e el
m
omen
to
angu
lar
rela
tivi
sta
es
cons
tant
e,
com
o de
bier
a de
se
r.
La
cont
rapa
rte
no r
elat
ivis
ta e
s m
enor
en
regi
ones
en
dond
e la
vel
ocid
ad o
rbit
al e
s al
ta,
es
deci
r en
el
peri
astr
o. S
in e
mba
rgo,
las
dif
eren
cias
abs
olut
as s
on m
uy p
eque
ñas.
El
fact
or
γ se
gra
ficó
sep
arad
amen
te e
n la
Fig
. 4.
Su
desv
iaci
ón m
áxim
a re
spec
to d
e la
uni
dad
es
4/10
000
, lo
cual
ind
ica
que
los
efec
tos
rela
tivi
stas
son
peq
ueño
s y
que
la ó
rbit
a S2
, a p
esar
de
las
gra
ndes
mas
as i
nvol
ucra
das,
es
casi
new
toni
ana.
Se
obti
enen
cas
i lo
s m
ism
os
resu
ltad
os a
par
tir
de u
n cá
lcul
o co
n el
lag
rang
iano
no
rela
tivi
sta,
que
tam
bién
se
mue
stra
n co
mo
una
líne
a en
la
Tab
la 1
. T
odos
los
par
ámet
ros
(exc
epto
la
prec
esió
n or
bita
l) s
e en
cuen
tran
muy
cer
cano
s al
cál
culo
rel
ativ
ista
.
El
cálc
ulo
num
éric
o só
lo n
eces
ita
de c
oord
enad
as y
vel
ocid
ad i
nici
ales
. T
odos
los
pa
rám
etro
s or
bita
les
debe
n ex
trae
rse
a pa
rtir
del
cál
culo
. Uti
liza
mos
una
sen
cill
a de
tecc
ión
de c
ambi
os e
n lo
s si
gnos
de
las
coor
dena
das
para
hal
lar
r max
y s
e de
term
inó
ϵ m
edia
nte
Mie
ntra
s qu
e r m
ax d
epen
de v
isib
lem
ente
de
la v
eloc
idad
ini
cial
v0
= �
� (0),
la
exce
ntri
cida
d ϵ
no e
s m
uy s
ensi
ble
resp
ecto
de
v 0. E
nfat
izam
os p
arti
cula
rmen
te q
ue l
a pr
eces
ión
orbi
tal f
ue
calc
ulad
a cu
idad
osam
ente
. Dad
o qu
e el
rad
io e
n el
apa
stro
asu
me
un v
alor
máx
imo
esta
ble,
ut
iliz
amos
un
proc
edim
ient
o de
int
erpo
laci
ón p
ara
obte
ner
su v
alor
exa
cto
y el
áng
ulo
corr
espo
ndie
nte.
T
omam
os
tres
pu
ntos
m
uy
cerc
anos
al
m
áxim
o y
efec
tuam
os
una
inte
rpol
ació
n pa
rabó
lica
com
o si
gue:
El á
ngul
o or
bita
l vie
ne d
ado
med
iant
e co
orde
nada
s ca
rtes
iana
s po
r
ϕ
= a
tan
� � .
(4
4)
La
func
ión
del r
adio
ri(φ
i) en
los
punt
os (
Xi,
Yi)
se e
xtra
pola
med
iant
e la
fór
mul
a
r i
= c
1 �
�� +
c2
�� +
c3
(45
)
con
los
coef
icie
ntes
c1,
c2,
c3.
Ést
os p
uede
n de
term
inar
se m
edia
nte
la s
elec
ción
de
tres
val
ores
de
i al
rede
dor
del m
áxim
o, o
bten
iénd
ose
tres
ecu
acio
nes:
Lue
go d
e ha
ber
hall
ado
los
coef
icie
ntes
, se
dete
rmin
a el
áng
ulo
φ e
n el
máx
imo
med
iant
e
�
�
��
= 2
c 1ϕ
+c 2
= 0
(49)
dand
o
ϕ
max
= −
� �� �
(5
0)
y ob
teni
endo
fin
alm
ente
el á
ngul
o de
pre
cesi
ón:
∆
� =
ϕm
ax −
π
(
51)
Los
resu
ltad
os p
ara
las
solu
cion
es n
umér
icas
se
incl
uyen
en
la T
abla
1. ∆
φ n
o es
muy
sen
sibl
e a
los
cam
bios
orb
ital
es,
y es
de
alre
dedo
r de
0.0
34 g
rado
s po
r ór
bita
. E
ste
valo
r ca
e de
ntro
de
l in
terv
alo
expe
rim
enta
l, de
ent
re −
1 y
+ 2
gra
dos
por
órbi
ta.
Obv
iam
ente
, no
exi
ste
cons
enso
ent
re lo
s as
trón
omos
ni s
iqui
era
resp
ecto
del
sig
no d
e la
pre
cesi
ón. U
na v
erif
icac
ión
del
mét
odo
num
éric
o pa
ra l
a de
term
inac
ión
de ∆
φ e
s el
cál
culo
no
rela
tivi
sta.
El
resu
ltad
o de
bier
a de
ser
exa
ctam
ente
igua
l a c
ero.
Obt
uvim
os u
n va
lor
dist
into
de
cero
de
alre
dedo
r de
cu
atro
órd
enes
de
mag
nitu
d m
ás p
eque
ño q
ue p
ara
el c
álcu
lo r
elat
ivis
ta (
Tab
la 1
). E
sto
dem
uest
ra q
ue n
uest
ros
resu
ltad
os s
on c
onfi
able
s, a
un c
uand
o el
peq
ueño
val
or d
e pr
eces
ión
se o
btuv
o a
part
ir d
e va
lore
s de
rad
io r
elat
ivam
ente
gra
ndes
. E
l in
terv
alo
de t
iem
po d
e in
tegr
ació
n po
r R
unge
-Kut
ta f
ue d
e 10
5 se
gs, q
ue r
esul
tó b
asta
nte
pequ
eño
si s
e le
com
para
co
n el
per
íodo
orb
ital
de
15.5
año
s =
4.8
9 ·
108
seg.
3.1.
2 U
n m
odel
o co
n ef
ecto
s de
din
ámic
a de
flu
idos
.
En
un e
nfoq
ue s
imil
ar a
l ut
iliz
ado
en e
l do
cum
ento
UFT
374,
agr
egam
os a
l cá
lcul
o un
a ve
loci
dad
exte
rna
del
flui
do
del
espa
cio-
tiem
po.
La
ener
gía
ciné
tica
de
l la
gran
gian
o re
lati
vist
a
se a
lter
ó de
un
mod
o ta
l que
los
térm
inos
de
velo
cida
d v f
X, v f
Y s
e su
mar
on a
los
com
pone
ntes
de
la
velo
cida
d or
bita
l ��
,�� .
La
just
ific
ació
n pa
ra e
ste
proc
edim
ient
o se
exp
lica
rá e
n un
do
cum
ento
fut
uro.
Ent
once
s, e
l fac
tor
γ re
sult
a
Est
o co
nduc
e a
ecua
cion
es d
e E
uler
-Lag
rang
e de
alt
a co
mpl
ejid
ad, q
ue n
o se
mue
stra
n aq
uí.
Par
a lo
s cá
lcul
os u
tili
zam
os u
n m
odel
o de
vel
ocid
ad d
e fl
uido
con
una
vel
ocid
ad q
ue r
ota
alre
dedo
r de
la m
asa
cent
ral:
dond
e ω
0 es
una
vel
ocid
ad d
e ro
taci
ón a
ngul
ar. C
on ω
0 =
10−
11 /
s se
obt
iene
una
pre
cesi
ón
retr
ógra
da
(val
or n
egat
ivo
de
∆φ
),
ver
órb
ita
gra
fica
da
en
la F
ig. 5
.
La
prec
esió
n es
∆
φ =
−0.
25 g
rado
s, q
ue s
e ub
ica
dent
ro d
e la
s in
cert
idum
bres
exp
erim
enta
les.
La
dire
cció
n de
rot
ació
n de
vel
ocid
ad e
s ha
cia
ángu
los
nega
tivo
s de
pre
cesi
ón, p
or l
o ta
nto,
el
flui
do d
el
espa
cio-
tiem
po p
osee
el e
fect
o de
em
puje
de
la m
asa
en ó
rbit
a en
su
dire
cció
n de
flu
jo. E
ste
efec
to e
s m
ayor
que
la p
rece
sión
“na
tura
l” p
osit
iva.
Est
a ac
ción
ext
erna
vio
la la
con
serv
ació
n de
la
ener
gía
y de
l m
omen
to d
el s
iste
ma
que
grav
ita,
vol
vién
dolo
un
sist
ema
abie
rto.
El
mom
ento
ang
ular
de
la m
asa
en ó
rbit
a se
ha
repr
esen
tado
grá
fica
men
te e
n la
Fig
. 6. H
ay u
n ef
ecto
muc
ho m
ás f
uert
e qu
e la
dif
eren
cia
entr
e lo
s cá
lcul
os r
elat
ivis
ta y
no
rela
tivi
sta
en la
Fi
g. 4
(ob
sérv
ese
las
dife
rent
es e
scal
as e
n el
eje
y).
El
resu
ltad
o de
una
pre
cesi
ón r
etró
grad
a da
luga
r a
la s
upos
ició
n de
que
los
pro
ceso
s en
el
uni
vers
o su
fren
el
impa
cto
del
espa
cio-
tiem
po e
n fl
otac
ión,
y n
o so
n co
mpl
etam
ente
ex
plic
able
s si
tale
s ef
ecto
s se
des
prec
ian
o ex
cluy
en a
pri
ori.
El c
ampo
vec
tori
al e
n ro
taci
ón v
f es
un m
odel
o pa
ra u
n “d
isco
ríg
ido”
de
espa
cio-
tiem
po
en r
otac
ión
alre
dedo
r de
la
mas
a ce
ntra
l. É
ste
es u
n en
foqu
e no
rel
ativ
ista
, per
o ve
rifi
cam
os
la v
eloc
idad
tang
enci
al d
el d
isco
en
el a
past
ro d
e la
est
rell
a S
2. C
on ω
0 =
10−
11 /s
, X
= r
max
, ob
tene
mos
vf =
2.6
8 ·
103
m/s
, un
val
or m
uy i
nfer
ior
a la
vel
ocid
ad d
e la
luz.
El p
erío
do d
e ve
loci
dad
angu
lar
rota
cion
al e
s
T
= �! "
# =
19
900
años
(55
)
Pod
ría
ser
que
ésta
fue
se la
vel
ocid
ad r
otac
iona
l de
la m
asa
cent
ral,
que
gene
rarí
a es
te e
fect
o de
vel
ocid
ad d
el e
spac
io-t
iem
po. U
n cá
lcul
o m
ás c
oncl
usiv
o de
berí
a de
res
peta
r la
vel
ocid
ad
de p
ropa
gaci
ón d
e la
luz
(por
eje
mpl
o, e
l efe
cto
de L
ense
-Thi
rrin
g). E
n el
cas
o ex
trem
o
��
= v
f
(56)
la e
nerg
ía c
inét
ica
se ir
ía a
cer
o, y
tend
ríam
os u
n cu
erpo
en
repo
so s
egún
la te
oría
de
New
ton.
E
sto
sign
ific
a qu
e el
flu
jo d
el e
spac
io-t
iem
po p
uede
con
side
rars
e co
mo
un m
arco
de
refe
renc
ia a
bsol
uto.
3.2
Sol
ució
n re
lati
vist
a pa
ra d
os c
uerp
os a
plic
ado
al p
ulsa
r de
Hul
se-T
aylo
r
El s
iste
ma
de d
os e
stre
llas
de
Hul
se-T
aylo
r co
nsis
te d
e un
púl
sar
y un
a es
trel
la d
e ne
utro
nes,
co
n m
asas
cas
i ig
uale
s. V
alor
es e
xper
imen
tale
s pr
oven
ient
es d
e la
Uni
vers
idad
de
Sta
nfor
d se
incl
uyen
en
la T
abla
2, a
sí c
omo
cant
idad
es d
eriv
adas
, tal
es c
omo
el r
adio
del
apa
stro
y e
l fa
ctor
del
rad
io p
ara
la c
oord
enad
a de
l ce
ntro
de
mas
a r.
Est
a úl
tim
a se
req
uier
e pa
ra e
l cá
lcul
o re
lati
vist
a co
n el
lagr
angi
ano
cova
rian
te (
23).
El c
álcu
lo d
e la
s ec
uaci
ones
de
Eul
er-
Lag
rang
e a
part
ir d
e (2
3) d
a lu
gar
a ec
uaci
ones
muy
com
plej
as q
ue n
o se
inc
luye
n aq
uí. E
l em
pleo
de
unid
ades
del
S.I
. co
nduc
e a
dife
renc
ias
muy
mar
cada
s en
los
exp
onen
tes
de
núm
eros
con
pun
to f
lota
nte,
de
man
era
que
se e
xced
e el
núm
ero
de e
lem
ento
s de
man
tisa
ar
itm
étic
a. P
or lo
tant
o, d
ebem
os in
trod
ucir
uni
dade
s re
duci
das
para
evi
tar
este
pro
blem
a, d
e un
a m
aner
a si
mil
ar a
com
o se
pro
cede
en
mec
ánic
a cu
ánti
ca,
med
iant
e la
int
rodu
cció
n de
un
idad
es a
tóm
icas
. Se
lecc
iona
mos
una
uni
dad
de l
ongi
tud
de 1
0− 9
m,
mas
as s
olar
es c
omo
unid
ades
de
mas
a y
años
com
o un
idad
es d
e ti
empo
. E
nton
ces,
tod
as l
as c
anti
dade
s qu
e co
ntie
nen
una
com
bina
ción
de
esta
s un
idad
es d
eben
de
re-e
scal
arse
ade
cuad
amen
te,
ver
la
Tab
la 3
. En
part
icul
ar, l
a co
nsta
nte
grav
itac
iona
l res
ulta
en
un v
alor
cóm
odo
de a
lred
edor
de
991.
Los
res
ulta
dos
de l
os c
álcu
los
se m
uest
ran
en l
a T
abla
4.
Al
igua
l qu
e en
el
caso
S2,
hub
o qu
e al
tera
r en
for
ma
sign
ific
ativ
a la
vel
ocid
ad d
el p
eria
stro
a f
in d
e ob
tene
r el
per
íodo
de
órbi
ta d
e 7.
75 h
oras
. E
sto
sobr
eest
ima
el r
adio
máx
imo
del
apas
tro
y la
eli
ptic
idad
. L
a pr
eces
ión
expe
rim
enta
l de
4.22
6 gr
ados
por
año
terr
estr
e se
ha
calc
ulad
o a
un v
alor
por
órb
ita
indi
vidu
al d
el o
rden
de
10−
5 r
adia
nes.
Est
e va
lor
es u
n or
den
de m
agni
tud
may
or q
ue lo
s va
lore
s ob
teni
dos
en n
uest
ros
cálc
ulos
, los
cu
ales
son
muy
sen
sibl
es a
cam
bios
en
el v
alor
de
v 0. Q
uizá
s de
ban
de c
onsi
dera
rse
efec
tos
adic
iona
les
de g
ravi
taci
ón d
e fl
uido
s, ta
l com
o re
sult
a ob
viam
ente
el c
aso
para
la e
stre
lla
S2.
E
n la
Fig
. 7 s
e ha
n re
pres
enta
do g
ráfi
cam
ente
las
órbi
tas
del p
úlsa
r de
Hul
se-T
aylo
r y
de s
u es
trel
la c
ompa
ñera
. La
elip
se d
e la
est
rell
a de
neu
tron
es e
s un
poc
o m
ayor
por
que
las
mas
as
de a
mba
s es
trel
las
no s
on c
ompl
etam
ente
igu
ales
. E
n vi
rtud
de
que
las
ecua
cion
es d
e m
ovim
ient
o so
n m
uy c
ompl
ejas
, in
tent
amos
una
sim
plif
icac
ión
med
iant
e la
apr
oxim
ació
n de
l fac
tor
gam
ma
en e
l lag
rang
iano
:
√
1 –
u
≈ 1
− & 2
− (
) +
…
(57)
con
u
= *
�
(58
)
Los
re
sult
ados
de
la
ap
roxi
mac
ión
cuad
ráti
ca
coin
cide
n ex
acta
men
te
con
el
cálc
ulo
pura
men
te r
elat
ivis
ta, v
er lí
nea
corr
espo
ndie
nte
en la
Tab
la 4
. Cua
ndo
se r
estr
inge
el c
álcu
lo
al t
érm
ino
line
al,
se o
btie
ne e
l re
sult
ado
no r
elat
ivis
ta (
9).
Efe
ctua
ndo
un c
álcu
lo n
o re
lati
vist
a pr
oduc
e pr
ácti
cam
ente
los
mis
mos
res
ulta
dos
(lín
ea a
dici
onal
en
la T
abla
4).
Est
o po
dría
par
ecer
aso
mbr
oso,
por
que
el p
úlsa
r de
Hul
se-T
aylo
r se
con
side
ra c
omo
una
fuen
te
de o
ndas
gra
vita
cion
ales
. Sin
em
barg
o, c
uand
o co
mpa
ram
os e
l va
lor
de v
0 de
450
km
/s c
on
aque
l de
la e
stre
lla
S2 (
Tab
la 1
), v
emos
que
la v
0 de
l púl
sar
de H
ulse
-Tay
lor
es m
ás p
eque
ño
por
un o
rden
de
mag
nitu
d. E
sto
cond
uce
a un
fac
tor
gam
ma
que
se d
esví
a de
la
unid
ad p
or
alre
dedo
r de
10−
6 . P
or l
o ta
nto,
los
efe
ctos
rel
ativ
ista
s so
n m
uy p
eque
ños
en e
l si
stem
a de
H
ulse
-Tay
lor,
a p
esar
del
hec
ho d
e qu
e do
s es
trel
las
de d
imen
sion
es c
ompa
rabl
es c
on n
uest
ro
Sol
se
apro
xim
an b
asta
nte
entr
e sí
. L
a ve
loz
rota
ción
del
púl
sar,
de
17 /
s no
jue
ga p
apel
al
guno
en
este
tipo
de
teor
ía g
ravi
taci
onal
, per
o po
dría
ser
la r
azón
de
una
obse
rvad
a pé
rdid
a de
ene
rgía
. Est
o co
nduc
e a
una
dism
inuc
ión
de p
erío
do d
e ór
bita
de
76.5
µs
por
año,
que
Tab
la 2
. D
atos
exp
erim
enta
les
del s
iste
ma
de d
os e
stre
llas
de
H
ulse
-Tay
lor
(may
orm
ente
de
la U
nive
rsid
ad d
e S
tanf
ord)
.
Tab
la 3
. Def
inic
ión
de u
nida
des
adop
tada
s.
corr
espo
nde
a un
a di
smin
ució
n de
l se
mie
je m
ayor
de
3.5
m p
or a
ño.
La
ener
gía
perd
ida
se
repo
rta
com
o ig
ual
a 7.
35 ·
1024
W, q
ue c
orre
spon
de a
alr
eded
or d
e 8
· 10
7 kg
/s. E
ste
valo
r es
dem
asia
do p
eque
ño p
ara
just
ific
ar la
dis
min
ució
n en
la ó
rbit
a. E
n vi
rtud
de
que
los
dato
s de
pre
cesi
ón s
ugie
ren
posi
bles
efe
ctos
de
grav
itac
ión
de f
luid
os,
esto
tam
bién
pod
ría
cons
titu
ir u
na r
azón
par
a el
enc
ogim
ient
o de
la
órbi
ta.
Otr
o m
otiv
o pu
dier
a se
r de
tip
o
elec
trom
agné
tico
, ya
que
el
púls
ar p
osee
un
enor
me
mom
ento
mag
néti
co.
La
rela
tivi
dad
gene
ral
eins
tein
iana
ya
no c
onst
ituy
e m
ás u
n ar
gum
ento
ade
cuad
o de
bido
a l
os e
rror
es q
ue
cont
iene
.
Tab
la 4
. P
arám
etro
s de
l sis
tem
a de
dos
est
rell
as d
e H
ulse
-Tay
lor
(div
erso
s cá
lcul
os y
exp
erim
enta
les)
.
Figu
ra 1
: Com
pone
ntes
X e
Y d
el s
iste
ma
de c
oord
enad
as d
e la
órb
ita
de S
2.
Figu
ra 2
: Com
pone
ntes
�� e
�� d
el s
iste
ma
de c
oord
enad
as d
e la
órb
ita
de S
2.
Figu
ra 3
: Mom
ento
ang
ular
(re
lati
vist
a y
no r
elat
ivis
ta)
de la
órb
ita
de S
2.
Figu
ra 4
: Fac
tor
γ de
la ó
rbit
a de
S2.
Figu
ra 5
: Órb
ita
con
prec
esió
n re
tróg
rada
del
mod
elo
de d
inám
ica
de f
luid
os d
e S
2.
Figu
ra 6
: Mom
ento
ang
ular
(re
lati
vist
a y
no r
elat
ivis
ta)
del m
odel
o de
din
ámic
a de
flu
idos
de
S2.
Figu
ra 7
: Órb
ita
del p
úlsa
r de
Hul
se-T
aylo
r y
la e
stre
lla
de n
eutr
ones
que
le a
com
paña
(en
109
m).
