stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Yörünge mekaniği
Kaçış hızı > Serbest yörüngeler için formüller

Yörüngeler konik kesitlerdir, yani açısı bilinen bir objenin mesafesi formüldeki kutupsal koordinatlara karşılık gelir, yani;
Burada μ ifadesi kütle çekim parametresi olarak ifade edilir ki bu da  G.M yani kütle çekim sabiti çarpı kütledir, m1 and m2 buradaki kütleler sırası ile birinci ve ikinci cisimlerin kütleleridir ve h ifadesi de birinci nesnenin ikinciye göre özel açısal momentumunu verir. Ayrıca, "θ" parametresi gerçek anomali olarak, p semi-latus rectum olarak, "e" yörünge dış merkezliliği olarak ifade edilir be bu ifadelerin hepsi 6 bağımsız yörünge elemanından elde edilebilir.
Kaçış hızı > Çembersel yörüngeler

Merkezi bir nesnenin yerçekiminin hakim olduğu tüm bağıl yörüngeler doğada elips şeklindedir. Bu durumların özel bir hali, sıfır dış merkezliliğe sahip bir elips olan çembersel bir yörüngedir. Kütlesi "M" olan bir objeden "r" uzaklığındaki çembersel yörüngeye sahip bir cismin "v" hızı şöyle bulunur
.
burada  G kütle çekim sabitidir ki bu sabitte aşağıdaki değere eşittir
Bu formülü doğru kullanmak için birimleri tutarlı olmalıdır; örneğin "M" kilogram ve "r" ifadesi de metreye eşit olmalıdır. Yani cevap saniyede metre olarak bulunmalıdır.
GM' ifadesi çoğunlukla standart kütle çekim parametresi olarak adlandırılır ki standart kütle çekim parametresi her gezegen veya güneş sistemindeki her uydu için farklıdır. 
Bir kez dairesel yörünge hızı bilinirse kaçış hızı yörünge hızının karekök 2 katı olarak bulunur
Kaçış hızı > Eliptik yörüngeler

Eğer 0<e<1 ise serbest yörüngelerin denkleminin paydası θ gerçek anomalisi ile değişiklik gösterir, fakat pozitif olarak kalır ve asla sıfıra eşit olmaz. Buna mukabil, göreli konum vektörü periapsis en küçük bir büyüklük olacak, rp (ve aşağıdaki gibi verilen) şekilde sınırlı kalır
θ = 180 olduğu vakit r en yüksek değerine ulaşır. Bu noktaya ise apoapsis denir ve radyal koordinatları, ra, şu şekilde gösterilir
Aşağıda gösterilen 2a değeri periapsis ve apoapsis noktalarını birleştiren çizgi mesafesi bu iki nokta arasındaki mesafe olsun
Yukarıdaki denklemleri yerine koyduğumuz zaman
a elipsin semimajor eksendir. P'yi yalnız bırakıp sonucu konik kesit eğrisi formülünde yazınca şu sonuca ulaşılır,
Kaçış hızı > Eliptik yörüngeler > Yörünge periyodu

Standart varsayımlar altında Yörünge periyodu ( T\,\! eliptik yörünge boyunca seyahat eden bir cisim için şu şekilde hesaplanabilir
Burada:
\mu \, standart kütle çekim parametresine,
a\,\! yarı-büyük ekseninin uzunluğuna eşittir.
Sonuç:
Yörünge periyodu yarıçapı yarı-büyük ekseninin uzunluğuna eşit olan bir çembersel yörünge için ( a\,\!) değerine eşittir.
Belirli bir yarı-büyük yörünge süresi, dış merkezliliğe bağlı değildir (Ayrıca bakınız: Kepler'in üçüncü kanunu).
Kaçış hızı > Eliptik yörüngeler > Hız

Standart varsayımlar altında eliptik bir yörünge izleyen bir cisim için yörünge hızı ( v\,) Vis-viva denklemi kullanılarak hesaplanır
Burada:
\mu \,, standart kütle çekim parametresini,
r\,, yörüngedeki cisimlerin birbirleri arasındaki mesafeyi,
a\,\!, yarı-büyük ekseninin uzunluğunu ifade eder.
Hiperbolik bir yörünge için hız denklemi ya +  {1 \over {a}}, ifadesini ya da bu durumda "a" negatif olduğu varsayımı ile aynıdır.
Kaçış hızı > Eliptik yörüngeler > Enerji

Standart varsayımlar altında eliptik bir yörüngenin yörünge enerjisi, ( \epsilon \,), sıfıra eşittir ve bu yörüngede orbital enerji korunumu denklemi (Vis-viva denklemi) aşağıdaki şekilde olabilir
Burada:
v\, yörüngedeki cismin hızı,
r\, merkezdeki cisim ile yörüngedeki cisim arasındaki mesafe,
a\, yarı-büyük ekseni,
\mu \, standart kütle çekim parametresidir.
Sonuçlar:
Büyük ekseni verilen bir yörünge için belirli bir yörünge enerjisi dış merkezlilikten bağımsızdır
Viral teoremi kullanarak şunları buluruz
özgül potansiyel enerjinin zaman-ortalaması eşittir 2ε
r−1 nın zaman-ortalaması a−1e eşittir
spesifik kinetik enerjinin zaman-ortalaması -ε a eşittir.
Kaçış hızı > Parabolik yörüngeler

Dış merkezlilik bire eşit ise yörünge denklemi şu şekilde olur
Burada:
r\, merkezdeki cismin kütle merkezi ile yörüngedeki cismin arasındaki radyal mesafe,
h\, yörüngedeki cismin spesifik açısal momentumu,
\theta \,yörüngedeki cismin gerçek anomalisi,
\mu \, ise standart kütle çekim parametresidir.
Gerçek anomali, θ, 180° ye yaklaştıkça payda sıfıra yaklaşır ve bu nedenle "r" sıfıra yakınsar. Dolayısıyla, yörüngenin enerjisi ("e"=1) şu şekilde verilir:
Burada:
v\, yörüngedeki cismin hızıdır.
Diğer bir deyişle, parabolik bir yolun her noktasında hız
Kaçış hızı > Hiperbolik yörüngeler

Eğer e>1 ise yörünge formülü
hiperbolik bir yörüngenin geometrisini tanımlar. Sistem, iki simetrik eğrilerden oluşur; yörüngedeki cisim bunlardan birini kaplar. Diğeri boş bir matematiksel görüntüdür. Açıkça, yukarıdaki denklemin paydası cosθ = -1/e olduğu zaman sıfıra gider. Bu değeri gerçek anomali olarak ifade ederiz.
Radyal mesafe sonsuza yaklaştığı için gerçek anomali θ∞ya yaklaşır. θ∞ asimptotun gerçek anomalisi olarak bilinir. θ∞ ifadesinin 90 ile 180 derece arasında olduğu görülebilir. sin²θ+cos²θ=1 trigonometrik eşitliğinden şu denkleme de ulaşılabilir:
Kaçış hızı > Hiperbolik yörüngeler > Enerji

Standart varsayımlar altında hiperbolik bir yörüngenin spesifik yörünge enerjisi ( \epsilon \,) sıfırdan büyüktür ve bu formda bir yörünge için yörüngesel enerji korunum denklemi şöyledir,
Burada:
v\, yörüngedeki cisminin yörünge hızı,
r\, merkezdeki cisim ile yörüngedeki cisim arasındaki radyal mesafe,
a\,  negatif yarı-büyük ekseni ve,
\mu \, standart kütle çekim parametresidir.
Kaçış hızı > Hiperbolik yörüngeler > Hiperbolik aşırı hız

Ayrıca bakınız: karakteristik enerji
Standart varsayımlar altında hiperbolik bir yörünge izleyen bir cisim hiperbolik aşırı hız ( v_{\infty }\,\!) adı verilen yörünge hızına ulaşır ve bu şu şekilde hesaplanır
Burada:
\mu \,\! standart kütle çekim parametresi ve,
a\,\! yörünge'nin hiperbol'ünün negatif yarı-büyük eksenidir. Hiperbolik aşırı hız kavramı aşağıdaki ifade ile özel yörünge enerjisi veya bir diye adıyla karakteristik enerji ile ilişkilidir.
Yörüngelerin hesaplanması > Kepler denklemi

Yörüngeleri hesaplamak için tarihsel denebilecek bir yaklaşımla Kepler denklemi'ni kullanmaktır: : M=E-\epsilon \cdot \sin E.
Burada M ortalama ayrıklık, E dış merkezlik anomalisi ve  \displaystyle \epsilon  dış merkezliliktir.
Kepler'in bu formülü ile  \theta  from periapsisin, finding the time-of-flight to reach an angle (true anomaly) of  \theta  from periapsis is broken into two steps:
Gerçek anomali  \theta  kullanılarak  E hesaplamak
Dış merkezlilik anomalisi  E kullanılarak uçuş süresi  tni hesaplamak.
Belirli bir zamanda dış merkezlik anomalisini bulmak (problemin ters hali) daha zordur. Kepler denklemi  E aşkındır yani  E için cebirsel bir çözüm yoktur. Kepler denklemi  E için analitik olarak ter çevirme ile bulunabilir.
Kepler denklemi bütün reel  \textstyle \epsilon  değerlerine göre çözümü şöyledir:
E={\begin{cases}\displaystyle \sum _{n=1}^{\infty }{\frac {M^{\frac {n}{3}}}{n!}}\lim _{\theta \to 0}\left({\frac {\mathrm {d} ^{\,n-1}}{\mathrm {d} \theta ^{\,n-1}}}\left({\frac {\theta }{\sqrt[{3}]{\theta -\sin(\theta )}}}^{n}\right)\right),&\epsilon =1\\\displaystyle \sum _{n=1}^{\infty }{\frac {M^{n}}{n!}}\lim _{\theta \to 0}\left({\frac {\mathrm {d} ^{\,n-1}}{\mathrm {d} \theta ^{\,n-1}}}\left({\frac {\theta }{\theta -\epsilon \cdot \sin(\theta )}}^{n}\right)\right),&\epsilon \neq 1\end{cases}}
Bu denklemi çözünce şuna ulaşılır:
E={\begin{cases}\displaystyle x+{\frac {1}{60}}x^{3}+{\frac {1}{1400}}x^{5}+{\frac {1}{25200}}x^{7}+{\frac {43}{17248000}}x^{9}+{\frac {1213}{7207200000}}x^{11}+{\frac {151439}{12713500800000}}x^{13}\cdots \ |\ x=(6M)^{\frac {1}{3}},&\epsilon =1\\\\\displaystyle {\frac {1}{1-\epsilon }}M-{\frac {\epsilon }{(1-\epsilon )^{4}}}{\frac {M^{3}}{3!}}+{\frac {(9\epsilon ^{2}+\epsilon )}{(1-\epsilon )^{7}}}{\frac {M^{5}}{5!}}-{\frac {(225\epsilon ^{3}+54\epsilon ^{2}+\epsilon )}{(1-\epsilon )^{10}}}{\frac {M^{7}}{7!}}+{\frac {(11025\epsilon ^{4}+4131\epsilon ^{3}+243\epsilon ^{2}+\epsilon )}{(1-\epsilon )^{13}}}{\frac {M^{9}}{9!}}\cdots ,&\epsilon \neq 1\end{cases}}
Alternatif olarak, Kepler Denklemi sayısal olarak çözülebilir. Bunun için ilk olarak bir  E değeri tahmin edilir ve uçuş zamanı için kullanılır ardından  E değeri gerekli hassasiyete kadar istenen değere yakın bir uçuş-zamanı elde etmek için uyarlanır. Genellikle, Newton yöntemi yakınsamayı nispeten hızlı elde etmek için kullanılır.
Bu yaklaşımın ana zorluğu aşırı ekstrem eliptik yörüngeler için yakınsama aşırı zor ve uzun sürebilir. Paraboliğe yakın yörüngeler için dış merkezlilik  \epsilon  neredeyse bire eşittir ve bu değeri  e=1 formülünde ortalama ayrıklık için kullanınca,  E-\sin E, kendimizi neredeyse birbirine eşit iki değeri birbirinden çıkarırken buluruz ev hesabın doğruluğu zarara uğrar. Çembersel şekle yakın yörüngeler için ilk etapta periapsis bulmak zordur (ve gerçekten çembersel yörüngeler hiç periapsis olmaz). Ayrıca, denklem eliptik bir yörünge varsayımı üzerinde elde edilmiştir yani parabolik veya hiperbolik yörüngeler için de geçerli değildir. Daha sonra Evrensel değişken bu sıkıntılar aşağıdaki evrensel değişken formülasyonunun gelişmesine yol açtı.
Yörüngelerin hesaplanması > Konik yörüngeler

Basit prosedürler için, değişken elipsler için delta-v hesabı gibi, geleneksel yaklaşım oldukça etkilidir. Diğerleri, özellikle yakın dairesel ve hiperbolik yörüngeler için daha karmaşıktır.
Yörüngelerin hesaplanması > Yamalı konik yaklaşımı

Hohmann transfer yörüngesi gezegenler arası yörüngeler için yetersizdir çünkü gezegenin kendi kütlesini ihmal eder. Bir gezegenin çevresinde gezegenin yerçekimi uzay aracının hareketini domine eder ve çoğu durumda Hohmann delta-v değerini aşırı abartır yani ateşleme zamanında oldukça yanılır. Delta-v'nin birinci dereceden bir yaklaşımını almak için nispeten basit bir yol olan 'Yamalı Konik Yaklaşım' kullanılır. Yörüngeden geçen ve egemen olan cisim belirlenir ve sadece bu cismin o yörünge bölgesine etkisi modellenir. Örneğin Mars ile Dünya arası bir yörünge için Dünya'nın kütlesi sadece kütle çekiminin etki alanı boyunca hesaplanır. Uzay aracı bu yörünge için yeterli kaçış hızı ile gezegenler arası uzaya fırlatılmalıdır. Daha sonra, Mars'ın etki alanına yaklaşana kadar sadece Güneşin etkisi göz önünde bulundurulmalıdır. Bu aşama sırasında transfer yörünge modeli hesaplar için uygundur. Son olarak, yörüngenin Mars'ın kütlesince etki eden kısmında sadece Mars'ın etkisi göze alınmalıdır. Uzay aracı Mars'a hiperbolik bir yörünge ile yaklaşmalıdır ve son retrograd (geri, geriye) yönlü ateşleme aracın hızını Mars tarafından yakalanacak kadar düşürmelidir.
Etki alanı küresi'nin  r_{SOI} yarıçapı ile değişir:
burada  a_{p} yörüngenin Güneş'e göre yarı-büyük ekseni;  m_{p} ve  m_{s} ise sırasıyla gezegenin ve Güneşin kütleleridir.
Bu basite indirgeme şekli kabaca gerekli yakıt miktarını ve uçuş zamanını hesaplamak için yeterlidir fakat genellikle uzay aracını varacağı noktaya rehberlik etmek için kullanmaya isabetsiz kalır. Yani, bunu yapmak için sayısal metot gerekir:
Yörüngelerin hesaplanması > Evrensel değişken förmülasyonu

o 2-cisim sorununu çözmek için geleneksel yaklaşımlardaki hesaplama eksikliklerin giderilmesi, evrensel değişken formülasyonu sayesinde olmuştur. Çembersel, eliptik, parabolik ve hiperbolik yörünge durumlarında da işe yarar, diferansiyel denklemler de çözüme iyi derecede yakınsar. Ayrıca kökler teorisi ile birleşen problemler ile iyi bir şekilde genelleştirilebilir.
Yörüngelerin hesaplanması > Karışıklıklar (perturbations)

Evrensel değişken formülasyonu parametrelerin varyasyonu tekniği ile iyi çalışır, fakat bu durum şu ana kadar geçerlidir, Kepler'in 6 yörünge elamanı yerine başka bir yörünge elemanları kümesi kullanılır: Uydunun ilk konumu ve hız vektörü  x_{0} and  v_{0} (bilinen bir  t=0 döneminde). İki cisim içeren simülasyonda bu elemanlar evrensel değişken formülasyonunda kullanılarak uydunun konumunu ve ileri bir durumdaki hızını belirlemek için yeterlidir. Aksine, uydunun yörüngedeki herhangi bir anda, konum ve hızını ölçebiliriz ve daha sonra evrensel değişken teorsis yaklaşımını kullanarak ilk konumunu ve epoch noktasındaki hızını hesaplayabiliriz. Tamamen mükemmel bir iki cisimli sistemde yörünge elemanları değişmez bir hal alır (tıpkı Kepler elemanlarının olacağı gibi)
Fakat, pertürbasyonlar yörünge öğelerinin zaman içinde değişmesine neden olur. Yani, pozisyon elemanını  x_{0}(t) şeklinde ve hız elemanını  v_{0}(t) şeklinde  zamana bağlı olarak değiştiklerini göstererek yazarız. Düzensizliklerin etkisini hesaplamak için tekniği bulma ifadelerden biri olur. 
Ve bu gerçek yörüngeler basit modellerden küresel bir dünyaya göre farklı etkileri şunlardır:
Ekvatoral çıkıntılar node(?) ve yerlerinde çıkarıma neden olur.
Kütle çekim alanında Tesseral harmoniği  ek karışıklık oluşturur
Ay ve Güneşin kütle çekim karışıklığı yörüngeleri değiştirir.
Atmosferik sürüklenme ek bir itki kullanılmaz ise yarı-büyük ekseni düşürür.
Çok büyük zaman aralıklarından sonra (yörüngede milyonlarca turdan sonra), çok küçük karışıklar bile dominant hale gelebilir ve yörüngedeki davranış kaotik olabilir. öte taraftan karışıklıklar (perturbations), zeki astrodinamikçiler tarafında yörünge bakım görevleri için düzenlenebilir, örneğin istasyon-bakımı, yer takibi bakım veya onarımı veya düşük irtifada seçili hedefleri kapsayacak şekilde yerberi aşamaları.
Yörünge manevraları

Bir uzay uçuşunda yörünge manevrası, itki kullanılarak aracın yörüngesinin değiştirilmesi olayıdır. Örneğin Dünyadan çok uzakta Güneş etrafında bir yörüngeye sahip bir uzay aracı  için yörünge manevrası derin-uzay manevrası (DUM) olarak adlandırılır. Şablon:Kaynak needed (lead)
Yörünge manevraları > Yörünge transferi

Transfer yörüngeleri genellikle eliptik olan ve bir yörüngeden diğer yörüngeye ulaşmak için kullanılan yörüngelerdir. Genellikle başında, sonunda ve bazen birkaç defada ortada bir ateşleme gerektirir.
Hohmann transfer yörüngesi en düşük delta-v gerektirir.
Bİr bi-elliptic transfer Hohmann transferden daha az enerji gerektirebilir fakat yörüngelerin oranı 11.94'e eşit veya büyük ise, ama Hohmann transferinin üzerinde bir sürede seyahat zamanı gerektirir.
Daha hızlı transferler daha fazla delta-v pahasına hedef ve kaynak yörünge ile kesişen başka bir yörünge kullanabilir.
Düşük itkili motor kullanmak (elektriksel itki gibi), ilk yörüngede en uygun transfer yörüngesi sürekli apogee hızın yönünde sokarak elde edilir son istenen dairesel yörüngeye supersynchronous... Fakat bu metot düşük itkiden dolayı daha fazla zaman alır.
Düzlemsel olmayan yörüngeler arasında transfer durumunda düzlem değişim itkisi yörünge düzlemlerinin kesişim noktasında yapılmalıdır. (the "node").
A Hohmann transfer from a low circular orbit to a higher circular orbit
A bi-elliptic transfer from a low circular starting orbit (dark blue), to a higher circular orbit (red)
Generic two-impulse elliptical transfer between two circular orbits
A general transfer from a low circular orbit to a higher circular orbit
An optimal sequence for transferring a satellite from a supersynchronous to a geosynchronous orbit using electric propulsion
Yörünge manevraları > Kütle çekimi yardımı ve Oberth efekti

Kütle çekim yardımının olduğu durumlarda, uzay aracı gezegenin etkisi ile savrulur ve farklı bir yönde ve fraklı bir hızda gezegenin etkisinden ayrılır. Bu yardım daha fazla yakıt taşımaktan daha fazla kullanışlıdır. Bu yardım ile yapılan manevra uzak mesafeler için herhangi bir fiziksel çarpışma olmamasına rağmen elastik çarpışma gibi düşünülebilir. Newton'un 3. hareket kanunundan (etki aynı güçte tepki yaratır) dolayı bir uzay aracı tarafından elde edilen momentum gezegen tarafından kayıp edilmiş olmalı ya da tam tersi. Fakat, gezegen uzay aracına göre çok çok daha fazla kütleye sahip olduğundan aracın gezegenin yörüngesine etkisi ihmal edilebilir düzeydedir. Oberth efekti kütle çekim yardımı operasyonunda düşünülebilir. Bu etki ateşleme sisteminin kullanımı bu yöntemle yüksek hızlarda daha iyi çalışır ve dolayısı ile değişimler gezegenin yörüngesine yakın iken daha etkilidir, yani bu durum delta-v'nin daha efektif kullanılmasıdır.
Yörünge manevraları > Gezegenler arası taşıma ağı ve belirsiz (fuzzy) yörüngeler

Ayrıca bakınız: Düşük enerji transferi
Şimdi rota aramak için bilgisayarları, Güneş sistemindeki gezegenlerin ve uyduların doğrusalsızlığından faydalanarak, kullanmak mümkün. Örneğin, Dünya'nın yükseklerinde olan ve Trojan noktalarından geçen bir yörüngeden Mars'a yörünge grafiklemek mümkündür.[kaynak belirtilmeli]. Ortaklaşa Gezegenler arası taşıma ağı olarak adlandırılan bu sistemde belirsiz hatta kaotik yörüngeler hiç yakıt kullanmadan Lagrange noktasına ulaşabilirler (yörünge tutarak n uygulamada bazı düzeltmeler gerektirir).
Onlarla en büyük sorun, son derece yavaş olmaları ve yıllarca sürebilmeleri. Ayrıca ateşleme pencereleri çok fazla uzakta olabilir.
Fakat yine de Genesis gibi projelerde görevlendirildiler. Bu uzay aracı L1 Dünya-Güneş noktasına ulaştı ve çok az propilen kullanarak geri döndü.
Flow: Bir Kedinin Yolculuğu

| --- | --- |
Straume
Yönetmen: Gints Zilbalodis
Yapımcı:  Gints Zilbalodis  Matīss Kaža  Ron Dyens  Gregory Zalcman 
Senarist:  Gints Zilbalodis  Matīss Kaža 
Müzik:  Gints Zilbalodis  Rihards Zaļupe 
Kurgu: Gints Zilbalodis
Stüdyo:  Dream Well Studio  Sacrebleu Productions  Take Five 
Dağıtıcı:  Baltic Content Media (Letonya)  UFO Distribution (Fransa) 
Cinsi: Sinema filmi
Türü: Animasyon
Renk: Renkli
Çıkış tarih(ler)i: 22 Mayıs 2024 (2024-05-22) (Cannes) 29 Ağustos 2024 (2024-08-29) (Letonya) 30 Ekim 2024 (2024-10-30) (Fransa)
Süre: 85 dk.
Ülke:  Letonya  Belçika  Fransa 
Bütçe: € 3.5 milyon
Hasılat: $ 6.9 milyon
Flow: Bir Kedinin Yolculuğu (Letonca: Straume), yönetmenliği Gints Zilbalodis tarafından gerçekleştirilen, senaryosu ise Zilbalodis ve Matīss Kaža tarafından yazılan 2024 çıkışlı bağımsız fantastik macera filmidir. Film, tamamen özgür ve açık kaynaklı yazılım olan Blender'da üretilmesi ve diyalog içermemesi ile bilinmektedir.
Romain Salin

| Kişisel bilgileri |
| --- | --- | --- | --- |
Tam adı:  Romain Jules Salin
Doğum tarihi:  29 Temmuz 1984 (40 yaşında)
Doğum yeri:  Mayenne, Fransa
Boyu:  1,89 m (6 ft 2+1⁄2 in)
Mevkii:  Kaleci
Kulüp bilgileri
Kulübü:  Rennes
Numarası:  1
Altyapı kariyeri
2001-2002:  Le Mans
2002-2003:  Rennes
Profesyonel kariyeri*
| Yıllar |  Takım |  Maç |  (Gol) |
| 2003-2004 |  Laval B |  0 |  (0) |
| 2004-2008 |  FC Lorient |  11 |  (0) |
| 2006-2007 |  Libourne (kiralık) |  21 |  (0) |
| 2009-2010 |  Tours |  34 |  (0) |
| 2010-2011 |  Naval |  27 |  (0) |
| 2011-2013 |  Marítimo |  25 |  (0) |
| 2013- |  Rio Ave |  10 |  (0) |
| 2014-2016 |  Marítimo |  69 |  (0) |
| 2016-2017 |  Guingamp |  1 |  (0) |
| 2017-2019 |  Sporting Lzibon |  9 |  (0) |
| 2019- |  Rennes |  20 |  (0) |
| 2023 |  Rennes II |  1 |  (0) |
| 2023 |  Marítimo |  2 |  (0) |
 * Yalnızca lig maçları ve gollerini içerir. 
Romain Salin (d. 29 Temmuz 1984), Fransız eski futbolcudur.
Başarılar

Taça de Portugal: 2018-19
Taça da Liga: 2017-18, 2018-19
Epistemolojik kopuş

Louis Althusser'in çizimi.
Epistemolojik kopuş, 1938'de Fransız filozof Gaston Bachelard tarafından ortaya atılan ve daha sonra Louis Althusser tarafından kullanılan bir kavramdır. Louis Althusser'in "Marks'ı yeniden okumaya" girişirken öne sürdüğü ve Marks'ın kuramsal eserinin yeni bir değerlendirmesini içeren Yapısalcı Marksizm anlayışını şekillendirirken kullandığı temel kavramlardan ya da önermelerden birisidir.
Althusser, "epistemolojik kopuş" kavramını hocası Gaston Bachelard'tan ödünç aldığını belirtir. Bachelard bu kavramı bilim tarihinde kullanmış bulunmaktadır, dolayısıyla kendisi "tarihsel epistemoloji"nin yaratıcısı olarak bilinir. Althusser bu kavramı ödünç alarak tamamen başka bir alana taşır; yani Marks'ın teorik-pratiğinin değerlendirilmesi alanına.
Buna göre, Marks, Tarih bilimini kurmak gibi, Althusser'in "eşi benzeri görülmemiş teorik ve siyasi bir olay" olarak değerlendirdiği, bir olayı gerçekleştirmiştir. İdeolojik alandan bilim alanına geçişi ifade ettigi için bu olay teorik bir olaydır.Öte yandan, tarihin sınıf mücadeleleri tarihi olduğunu göstermesi bakımından da, bu olay siyasi bir olaydır. Epistemolojik kopuş kavramı tam bu noktada, belirli bir anda Marks'ın kendisinden öncekilerle temelden uyuşmaz ve ayrı bir konuma geçişini belirtmek ve belirlemek için önerilmektedir. Marks, kendi içinde belirli bir anda bir sıçrama ya da kopuş gerçekleştirerek bilim-öncesinden ayrılmış ve yepyeni bir "Kıta" açmıştır. Althusser bunu "Tarih kıtasının açılış" olarak tarif eder. Bunun anlamı, Marksist teorinin bir Bilim teorisi gibi çalışıp işlemekte olduğudur.
Daha sonra Althusser, Özeleştiri Ögeleri'nde, bu epistemolojik kopuş anlayışında kullandığı bilim-ideoloji ikilemini kısmen sorunsallaştırır ve bunu reddeder. Aşırı Teorisizm olarak değerlendirir özellikle Kapital'i Okumak'taki önermelerini. İşçi sınıfı hareketini "epistemolojik kopuş"a indirmekle suçlar kendisini. Böylece "epistemolojik kopuş" önermesinin iki yönü de Althusser tarafından sorunlu kılınmış olunmaktadır. Ancak yine de Althusser, Marksist teorinin bilimselliginde ve bunun burjuva ideolojisinden temelde karşıtlığında ısrar eder. Epestemolojik kopuş, en temelde bu karşıtlığı ifade etmektedir.
Hesaplamalı fizik

Rayleigh-Taylor kararsızlık probleminin simülasyonunun bilimsel görselleştirilmesi
Hesaplamalı fizik, fizikteki problemleri çözmek için sayısal analizin incelenmesi ve uygulanmasıdır. Tarihsel olarak hesaplamalı fizik, modern bilgisayarların bilimdeki ilk uygulamalarıdır ve günümüzde hesaplamalı bilimin bir alt kümesidir. Bazen teorik fizikin bir alt disiplini (veya yan dalı) olarak görülse de, bazıları bunu teorik ve deneysel fizik arasında bir ara dal olarak değerlendirir — hem teoriyi hem de deneyi destekleyen bir çalışma alanıdır.
Fizikte, matematiksel modellere dayanan farklı teoriler, sistemlerin nasıl davrandığına dair çok kesin öngörüler sunar. Ne yazık ki, belirli bir sistem için matematiksel modeli çözerek faydalı bir tahmin üretmek çoğu zaman mümkün değildir. Bu durum, sistemin kapalı form çözümü olmadığında ya da çözüm çok karmaşık olduğunda ortaya çıkabilir. Böyle durumlarda, sayısal yaklaşımlar gereklidir. Hesaplamalı fizik, bu sayısal yaklaşımlarla ilgilenen bir alandır: Çözümün yaklaşık değeri, sonlu (ve genellikle büyük) sayıda basit matematiksel işlem (algoritma) olarak yazılır ve bu işlemleri gerçekleştirmek ve yaklaşık çözümü, ayrıca ilgili hatasını hesaplamak için bilgisayar teknolojileri kullanılır.
Hesaplamanın bilimsel yöntem içindeki yeri konusunda bir tartışma bulunmaktadır. Bazen hesaplama, teorik fiziğe daha yakın bir alan olarak görülürken, bazıları bilgisayar simülasyonlarını "bilgisayar deneyleri" olarak değerlendirmektedir. Diğerleri ise bunu teorik ve deneysel fizik arasında bir ara dal veya farklı bir alan olarak kabul eder; teoriyi ve deneyi tamamlayan üçüncü bir yol olarak görürler. Bilgisayarlar, deneylerde veri ölçümü, kaydı ve depolanması için kullanılabilse de, bu durum açıkça bir hesaplamalı yaklaşım olarak kabul edilmez.