LEY DE KEPLER

Primera ley

 Los planetas describen órbitas elípticas estando el Sol en uno de sus focos

r₁ es la distancia más cercana al foco (cuando q=0) y r₂ es la distancia más alejada del foco (cuando q=p).
Una elipse es una figura geométrica que tiene las siguientes características:

• Semieje mayor a=(r₂+r₁)/2
• Semieje menor b
• Semidistancia focal c=(r₂-r₁)/2
• La relación entre los semiejes es a²=b²+c²
• La excentricidad se define como el cociente e=c/a=(r₂-r₁)/(r₂+r₁)

Segunda ley 

El vector posición de cualquier planeta respecto del Sol, barre áreas iguales de la elipse en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, por su velocidad y por su distancia al centro del Sol.


L=mr₁·v₁=mr₂·v₂

Tercera ley

Los cuadrados de los periodos P de revolución son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores a de la elipse.
P²=k·a³

LEY DE HUBBLE

Una década antes de que Edwin Hubble hiciera susobservaciones,varios físicos y matemáticos habían establecido una consistente teoría de la relación entre el espacio y el tiempo utilizando las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general. Aplicando los principios generales a la naturaleza del universo se produjo una solución dinámica que chocó con la entonces prevaleciente noción de un universo estático.En 1922, Alexander Friedmann halló sus ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein, demostrando que el universo se puede expandir a una velocidad calculable por las ecuaciones.⁴​ El parámetro utilizado por Friedman es conocido actualmente como el factor de escala con el que puede ser considerada como una forma invariante en escala de la constante de proporcionalidad de la ley de Hubble. Georges Lemaître independientemente encontró una solución similar en 1927. Las ecuaciones de Friedmann se obtienen insertando la métrica de un universo homogéneo e isótropo en las ecuaciones de campo de Einstein para un fluido con una densidad y una presión dada. Esta idea de un espacio-tiempo expandiéndose eventualmente conduciría a las teorías cosmológicas del Big Bang y del Estado Estacionario.

 

BIG BANG

La teoría del Big Bang (también llamada Gran explosión) es el modelo cosmológico predominante para los períodos conocidos más antiguos del universo y su posterior evolución a gran escala.​ Afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y temperatura y luego se expandió

Después de la expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente para permitir la formación de las partículas subatómicas y más tarde simples átomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales se unieron más tarde debido a la gravedad, para formar estrellas y galaxias.Desde que Georges Lemaître observó por primera vez, en 1927, que un universo en permanente expansión debería remontarse en el tiempo hasta un único punto de origen, los científicos se han basado en su idea de la expansión cósmica.