Ley de la gravitación universal: Fue enunciada por Newton en el Siglo XVII y permitíó explicar todos los efectos gravitatorios conocidos en su época. La ley dice que: todo cuerpo del universo atrae a cualquier otro cuerpo con una fuerza central que es proporcional a la masa de ambos e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa.          Donde F es la fuerza gravitatoria entre dos cuerpos de masas m1 y m2, r es la distancia que los separa, y ur es un vector unitario que va del cuerpo que ejerce la fuerza al que la sufre. El signo menos indica que la fuerza es atractiva. G es una constante denominada constante de la gravitación universal que se mide experimentalmente y cuyo valor es 5,67 . 10-11. La ecuación de la fuerza gravitatoria se aplica por igual a las dos masas. Así, por ejemplo, la fuerza de atracción que ejerce la Tierra sobre la Luna es igual y de sentido contrario a la que ejerce la Luna sobre la Tierra. Si tenemos un conjunto de partículas, la fuerza gravitatoria que sufre cada una de ellas es la suma vectorial de las fuerzas producidas por el resto de la partículas

Momento angular de una partícula:
El momento angular de una partícula con respecto a un punto 0 es el producto vectorial de su vector de posición, con respecto a dicho punto, por su momento lineal.
Como p=m v, donde m es la masa y v la velocidad de la partícula, se puede reescribir la definición como L= m r x v. El momento angular se mide en k . M2 en el SI. Variación del momento angular:       donde se ha definido el momento M de la fuerza, con respecto al mismo punto 0, como el producto vectorial de r y F. Este resultado es fundamental para el estudio de las rotaciones:  su significado físico es que el momento de la fuerza tiende a cambiar la dirección del movimiento. Teorema de conservación: Si el momento de la fuerza neta que actúa sobre la partícula es nulo, el momento angular se conserva: M=0 — L= constante. Esto ocurre cuando la fuerza neta es cero, o cuando la fuerza es paralela a r, como ocurre en el caso de las fuerzas centrales.

Momento lineal y conservación: Se llama momento lineal o cantidad de movimiento de una partícula al producto de su masa por su velocidad. Es una magnitud vectorial que tiene la dirección y el sentido del vector velocidad. Se mide en kg . M/s en el SI. El momento lineal da cuenta del movimiento de un cuerpo en proporción a su masa. Así, dos cuerpos tienen momentos lineales diferentes si sus masas son distintas, aunque se muevan a la misma velocidad o si se mueven a distinta velocidad aunque tengan igual masa. El momento lineal de un cuerpo puede cambiar a lo largo del tiempo si cambia su velocidad, o si cambia su masa. El momento lineal de un sistema de partículas es la suma de los momentos lineales de cada una de las partículas que constituyen el sistema.       En dinámica se redefine la magnitud fuerza como la variación temporal del momento lineal:           Esta formulación permite deducir las leyes de Newton como un caso particular cuando la masa es constante. Principio de conservación del momento lineal: Como F=dp/dt, si F=0– p=cte. Este resultado se conoce como principio de conservación del momento lineal, que pueda expresarse así: Si tenemos un cuerpo aislado sobre el que no actúan fuerzas, o si la fuerza neta sobre el cuerpo es nula, su momento lineal se mantiene constante. El principio de conservación es fundamental en la dinámica de colisiones. Por ejemplo, para un sistema de dos partículas: p=p1+p2=cte; es decir, la suma de los momentos lineales de cada partícula vale lo mismo antes y después de la colisión; o dicho de otro modo: cuando dos partículas interaccionan, la variación de la cantidad de movimiento de una de ellas es igual y de sentido opuesto a la variación de la cantidad de movimiento de la otra. La física no admite excepciones al principio de conservación en la naturaleza. Cuando en algún experimento se observa que no se cumple, se propone la existencia de alguna partícula desconocida. Esta metodología ha llevado al descubrimiento, por ejemplo, de neutrón y del neutrino 

Leyes de Kepler: Son leyes empíricas enunciadas por Kepler en el Siglo XVII para descubrir el movimiento de los planetas alrededor del Sol. Son tres: 1º Ley de las orbitas: Los planetas describen órbitas planas elípticas en uno de cuyos focos se encuentra el Sol. 2º Ley de las áreas: El vector de posición con respecto al Sol de un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. Es decir, la velocidad areolar es constante. Esto implica que la velocidad lineal del planeta es mayor cuanto más cerca se encuentra del sol. Esta ley es equivalente a la conservación del momento angular del planeta con respecto al Sol. 3ºley de los periodos: Los cuadrados de los períodos de revolución de los planetas son proporcionales al cubo de sus distintas medias al sol. Una consecuencia es que la velocidad lineal de los planetas no es constante, sino que depende del radio orbital: un planeta gira más rápido cuanto más pequeña es la ´órbita que describe. Las leyes de Kepler se demostraron teóricamente más tarde gracias a la ley de la gravitación de Newton